Nigel Henbest - El Universo en Explosión

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U n lver ve r s o en Estrellas, galaxias y agujeros negros...

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El Universo en Explosión Nigel Henbest



















































Dirección de la obra: Donald Clarke. Diseño: Barbara Howes. I'radue I'radueeión eión de Mercedes Garc ía ( Jarcia y Roilolft) Hernández Vara. Revisión de René Palacios More. Diagrarnación para la versión castellana dejóse Cresjx).

© Marsh all Cavendish Limite d, 1979. 1979. © de la edición y la la traducción e spañola: Edilorial Debale. Alonso Cano, 66. Madrid-3, 1982. I.S.B.N.: 84-7444.059-9 Depós ito legal : B. 17.524- 1982 1982 Compuesto en Fernández Ciudad, S. L.



















































INTRODUCCION

«l'.l objeto de estudio de la humanidad debe ser el hombre», escrilîó Alcxander Pope en el siglo XV11I. Pero, fX)r definición, la humanidad es una especie inciuisitiva: nunca hemos dejado de estudiar nuestro entorno. No podemos comprender nuestras vidas sin conocer cómo y por qué comenzó la vida o, al menos, sin formularnos la cuestión. Ksto nos conduce al Sol, y éste, a su vez, al Universo entero. Por fin ahora, en nuestro siglo, están comenzando a llegar las respuestas. Hay que decir también C|ue la humanidad es una especie instintivamente científica. Desde tiempos remotos hemos intentado registrar y clasificar las cosas (jue vemos, como si t;omprendiératnos (jue ésta es la única forma de conocerlas, y así es como las ideas tic los primeros científicos han sobrevivido jrara ser confirmadas. La filosofía antigua tto conocía límites; sus especulaciones abt>rdaban con libertad áreas C|ue ahora describiríamos como científicas. Kpicuro ;34l-27l aC) adquirió reputación de ateo y hedonista porque lúe un materialista, pese a que el autocontrol y la moderación fueran el centro de su filosofía, l'ambién fue (|uieti íttrinuló una de las primeras teorías atómicas. Kmjx'docles (siglo V aC; enseñó una teoría de cuatro elementos fundamentales; seguramente no le hubiera desagradado nuestra teoría de cuatro fuerzas fundamentales. Kepler dio la primera descripción siistancialmente correcta del sistema solar en l(i09; formuló las leyes del movimiento planetario, que posteriormente Ncvvton demostró como mundo íI6l9i examinó y comparó los consecuencia de la gravitación. En su Armonía del mundo vínculos matemáticos existentes tanto en órbitas planetarias como en intervalos musicales y en geometría. Digamos que, aunque la fuerza impulsora de su búsqueda era religiosa, lúe perseguido precisamente [xtr las autoridades religiosas de su tiempo. Lo cierto es que una gran mente suele detentar ideas religiosas que trascienden a sus relativamente supersticiosos contemjX)ráneos. .'\hora, las cosas son así: todo el conocimiento debe estar relacionado. I,os físicos creían en algo llamado éter; opinaban que nada, ni si(|uiera la luz, podía viajar a través del vacít); postulaban que el espacio debía estar lleno de una misteriosa sustancia con propiedades tan contradictorias como la de ser más rígida t|ue el acero, pero imposible de detectar. Un e.xperimcnto destinado a comprobar la existencia de esta sustancia fue lo que condujo a la teoría de la relatividad de Einstein. La idea de éter había sido descartada, aunque muchos científicos no renunciarían a ella hasta el día de su muerte. De fitrma similar, Max Planck, cuya teoría cuántica contribuyó a alterar nuestro conocimiento de la física tanto como la de la relatividad, empleó el resto de su vida en intentar reconciliar .sus propios descubrimientos con la física clásica que amaba. Qiieda claro c|ue cualquier teoría se puede modificar o descartar a la luz de una evidencia nueva. f'á camino del conocimiento descrito por las grandes mentes de la historia tiene, hoy, una continuación en Stephen Havvking, de la Universidad de Cambridge, y en otros muchos científicos de todo el mundo, auxiliados por técnicas y cc|ui}X)s de asombrosa sofisticación. La elegancia filosófica y matemática de sus descubrimientos será el legado más importante c|ue [xtdamos hac;er a nuestros descendientes. Sin embargo, los físicos también dicen que existe un límite natural a lo c|ue podemos conocer: sus teorías deben dar cabida a la incertidumbre, así como a los sucesos c|ue exigen la supresión de la incrc'dulidad. El auténtico hombre de ciencia aprende a ser humilde ante la Creación. Esto no habría soqn endido al teólogo teólogo Teilhard de Chardin. « l ’odo lo que que se eleva debe debe converger», escribió, pensando cpic los caminos del conocimiento no siempre discurren paralelos, sino cjue conducen hacia arriba y se encuentran. Este libro es un resumen del conocimiento actual de la Creación y es, también, un tributo a la majestuosa belleza del Universo y a la belleza de la V'erdad, lo que quizá sea lo mismo.



















































TEMAS

1: La exploración del Universo Todos los csfiicr/os científicos contriijuyen a la exploración del Universo, porque por definición el Universo lo es todo. Kn la actualidad, cada científico es un es|xxialista cuyos descubrimientos confirman el trabajo de los demás.

2: Examen de las profundidades del espacio

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La naturaleza del Universo infinito. c|ue examinamos desde la diminuta mota de nuestro nuestro planeta pla neta,, rec|ui rec|uiere ere hum ildad. ilda d. lnclu.so nuestro Sol, So l, al qu e el el hombre |Drimitivo adoralta como fundamento de todas las cosas, es una estrella muv común.

3: La receta del Universo

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'Ludas his cosas, de.sde una brisíi de verano hasta el violento infierno del interior de una estrella, están constituidas |X)i unos cuantos tipos de partículas. Como .sabe todo buen cocinero, el secreto reside en la receta y en la cantidad de calor adecuada.

4: Los demás planetas

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Los cuatro planetas más próximos al Sol, incluida la Tierra, tienen muchas cosas en común, pero los demás son realmente lugares muy extraños. Desde los fósiles salpicíidos de cicatrices hasta los giganttts gaseosos, la Tierra es el único paraíso que conocemos.

5: La vida: vida: organización organiza ción de los átom áto m os

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,;Cómo puede combinarse un puñado de partículas fundamentales para dar lugar a la maravilla <]ue llamamos vida? ¿Por (|ué ha sucedido en la Tierra este milagroso accidente... y qué ocurre en los planetas de otros sistemas solares?

6: La frontera de lo infinitesimal

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7: Un Universo de luz

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Podemos ver las eslrellas por{|ue son luminosas. Pero la lu/ es sólo la i)arie visible del espectro eleetromagnélieo, que incluye entre otras a las ondas de radio y a los rayos X. No obstante, también la ciencia puede «verlas».

8: En el interior de las estrellas

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Constantemente nacen y mueren estrellas; sus vidas dependen de sti tamaño. Si nuestro Sol es una c.slrella «ordinaria», ¿cómo son las extraordinarias? etiál es el futuro de nuestro Sol?

9; Agujeros negros

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Los ttgujeros tiegros suenan a eiencialiceión; no obstante, se los predijo por vez primera en 179.Ó. Su existencia es cada vez más evidente, pese a que no los ])odamos «ver».

10: Geografía del Universo

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Al igual (|ue la 'fierra, el Ctiiver.so posee su geogralía. Nuestro Sol es itn miembro típico de una gahixia típica; y nuestra Galaxia de la V'ía Láctcti, que tiene unos 100.()()() millones de eslrellas, es sólo una entre millones de galaxias.

11: Comienzo y fin del tiempo

176

Todo es relativo. Si cada galaxia se aleja de las demás, ¿dónde se halla el «centro» del LIniver.so? Quizás el propio tiemtro comenzé) con el «Hig Bang». ¿IXisliría ya el tiem|X) antes que el Lbñvcr.so?

12: La búsqueda continúa

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La búsqueda del conocimiento no tiene fin. Percibimos el Universo como un lugar ordenado pcjiquc estamos acjuí ¡tara observarlo. ¿Hay otros Universos? ¿Existen otras formas de vida?

Glosario

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I m salida del Std sobre el mar evoca los cuatro «elementos» de los antiouos filósofos: tierra, agua, aire aire \ fuego. Los descubrimientos modernos han fiuesto de ma nif ies to las vinculaciones entre estos

diferentes tipos de materia, nos han mostrado por qué el Sol «quem a» tan intensamente intensamente y nos han enseñado que nue.stra Tierra es sólo un pequeño planeta en un Universo inmen.su.

wmlOiw-





















































1. La exploración del Universo





















































No es fácil concentrarse! descansando en una playa en un día de verano. Los pensamientos acuden a nuestra mente, y sal(;n dt! tilla crispados por los gritos de los niños y sosegados pt>r el latido dt'l mar. En la playa todos .somos lilósolbs. Nos preguntamt)s vagamentt' por t|uc el Sol calienta tanto y ()or (|iic el mar está tan lfít>, y no pocas veces esta idea se diluye antes de tjtie logremos dar con una respuesta. Insistamos, sin embargo, tai atrapar algu nas de estas cuestiones antes de cjuc se desvanezcan. ¿Por tpié el Sol es calientt' y el mar frío? ¿Por C|ué el agua es líc|nida y .sólida la arena? ¿De ciuc están hechos? ¿Qité es el aire, esa sustancia invisible que es preci.so respirar para |X)der vivir? ¿Cuál es la diferencia entre vida y no vida? ¿Isxistcn titras criaturas vivas en algún i-emoto lugar del Universo? ¿Tiene un límite el Universo? ¿Cuánto hace (|ue comenzó y cómo? Las respuestas a estos interrogantes, C|ue todos nos hemos formulado, se pueden enccaitrar en una enciclope dia o CTi un librt) de consu co nsu lta. lta . Pero este est e libro lib ro no es una enciclopedia y ni sitjuiera es, primordialmente, una típica obra de consulta. Es una exploración. Expkaaremos la totalidad del LIniverso, desde el grano de arena hasta el resplandor del relámpago, desde el átomo hasta t!l f|uásar, y nos pregtintaremos; ¿j:)or cjué esto es así? El conocimiento actual del hombre es sorprendentemente completo, aun cuando explique lo muy grand(! (;n térmi nos de lo muy pc(|ucño, o lo muy [xxleroso en términos de lo inimaginablemente débil. De paso, arrojaremos un p(x;o de luz acerca de cómo el hombre ha satisfecho su instinto in(|uirklor y se ha a|tropiado de los secretos tjue oculta la .Naturaleza.

El arte de la ciencia Ccneraciones de hombres y mujeres han empleado vidas enteras (ui la bústpieda de soluciones a las ajjarent(;m(;me incontestables cuestiones acerca del Universo, cuestiones que constituyen la esencia de la ciencia. Comprender el Universo y ttxio lo cpie caí él hay es uno de los principales objetivos del hombre. La búsqueda de la ciencia {que literalmente significa «conocimiento»; es, a su maruTa, arte al igual cjue la composición de una gran sinfonía, y, [tara el investigador (|ue accede al conocimiento, está llena de infinita fa.scinaciém. .Muchos son los que sienten (|ue los descubrimientos científicos del siglo \X staán contcm|tla-

Es triste que el nombre de la ciencia cjuedc a menudo ensombrecido por ascx'iación con el viejo monstruo, el mal empleo del conocimiento. * ( liertamen lierta mente, te, s(> s(>rí ríaa clemasiaclo superfici al afir mar ma r que los los científicos séilo están para efectuar descubrimientos, y el resto de nosotros ¡jara decidir si hay (|ue emplearlos en función del bien o del mal. En el momento presente existe una controversia en el mundo de la ciencia a propósito de la «ingeniería genética» ; investigación solare la recornbinación del .\DN, por darle su denominación exacta). En el futuro, ella nos permitiría instrumentar las células huma nas para determinar el sexo de nuestros hijos, pero igualmente posibilitaría (]ue laboratorios estatales genera sen miles de superhomljres idénticos que sirviesen como soldados. Incluso Inclu so en la actuali actu alida dad d existe el riesgo de que la fuga de uua uua sola célula peligrosamente imitada, microscó picamente diminuta, pueda de.sencadenar una e|)idemia irreversible que ponga en peligro la vida humana en este [jlaneta. Eos científicos cine trabajan en los laboratorios de ingeniería genética han contraído una resjxinsabilidad con toda la humanidad. No obstante, al hombre le consume la pasión de descubrir. El científico siempre estará a nuestro lado buscando el conexárniemo, a su manera; pero tan pronto como comencemos a preguntarnos acerca del mundo real, nosotros mismos nos veremos sumidos en la búsqueda de la ciencia.

Cada vez más complejo Desgraciadamente, el ritmo adquirido ] X ) r la investigación científica lleva a Cjue el científico profesional se aleje paulatinamente de nosotros. Hace uno o dos siglos, una ¡jersona instruida pcxlía leer en revistas informes de primera mano acerca de la última investigación científica y comprenderlos; a menudo se ])ublicaban resultados científicos revolucionarios en libros dirigidos al lector en general, por ej




















































espaciales no tripuladas exploran regiones del sistema solar que el hombre aún no ha alcanzado. Esta nave e.tpacial

Viking, lanzada de.ule Cabo Cañaveral en 1975, contiene un laboratorio automático para buscar vida en Marte.

una etapa necesaria en el camino hacia las fronteras del conocimento; el que la experiencia escolar sea a veces aburrida no es algo totalmente imputable al método científico. El momento del descubrimiento Sin embargo, los científicos de vanguardia consideran que la naturaleza de la ciencia tiene un matiz más vivo. Una vez en pose.sión del conocimiento anterior, el asalto a los misterios de la Naturaleza se convierte en un aconteci-

miento genuinamente creativo. Cualquiera que .sea el campo de investigación, existen siempre áreas parcialmente inexploradas cjue contienen cabos sueltos que es preciso anudar. El momento crucial para cualquier científico es aejuél en el que esos hechos inexplicables se contemplan como parte de un todo: al igual que la resolución de las disonancias en música, tales hechos constituyen etapas hacia una visión más armoniosa. La luz puede hacerse en el momento más inesperado: para Arc|uírnedes, en el baño (¡Eureka!), y, para el químico Kckulé, mientras viajaba soñoliento en un autobús y vio en su sueño ligero cómo se formaban las moléculas de benceno. De.sde un punto de vista retrospectivo, la nueva teoría siempre parece obvia, al modo de la solución de un crucigrama, pero esto sólo es una pequeña parte de la historia. La inspiración únicamente llega tras meses o años de trabajo, y delte ir seguida de muchos expcrimetitos que confirmen las nuevas ideas.





















































Kl rcsultaclo es un fragmento del eonoeimiento, un rincón más (|ue se ilumina en el Universo. Fai su mayor nivel, la ciencia es una actividad humana increíblemente excitante, y son los años de estudio, más cjuc los halla/gos, los ciue conducen a ella. Las auténticas revoluciones sttio las consiguen cicntílicos de enorme imaginacié)!), capaces de ver a través de las complejidades de un resultado ex])erirnental, o bien de la enrev(;sada trama de teorías previas, seleccionando línicainente los aspectos más importantes. «Frío» e «insensibk;» .son pala bras (¡ue difícilmente sirven para describir a un científico eminente, quien, más bien, es un buscador apasionado del conocimiento, un soñador inspirado. Pero tras la excitación
De los púlsars a las partículas Ciertamente, existe tanta agitación en el mundo de lo inimaginablemente pecpieño como en el de los astróno mos. I-os físicos creen que pueden decir ¡ror fin cuáles .son la mayoría de las partículas fundam entales los pilares básicos más pequeños cpie cpie constituye const ituyen n el Universo , y por c|ué se comportan como lo haceti. Pueden mostrar cómo estas partícu pa rtícu las {inclu yendo los quarks a los C| C|ue

l'n (ihjuimislo iM ,\T r iHi ariiiinnli ariiiinnli’s ’s en ph ’im larea. /.(Al imidenios Inhoutlor/os tk (¡tdmka aieiiUni fon in\trm¡milnl

(li’ (li’sarro sarro llad o u jm ilii di l de los
izemierda.

del resto del Universo; el violento holocausto del corazétn de una estrella; y la persistencia de ondas de radio desde el nacimiento del propio Universo. .\unc|ue este libro se refiere al Universo, no trata sim¡tlemcnte del Universo c|ue contemplan los ojos de los astrónomos: los nuestros harán una exploiacióit dilérente. A lo largo del mismo veremos que todas las cosas del Universo estáir constituidas ¡3or unas citantas partíctrlas fundamentales c|ue interaccionan entre sí [xtr medio de unas |)ocas fuerzas, e inclirimos a objetos cotidianos corno la liza y el (|ueso, los balones tle playa y los eqitipos de televisión; objetos mucho más com[)licados a los (|ue conocemos como «vivos»; y, luego, el resto del Universo (jtre se extientle mucho más allá de mrestro (aitorno, (¡ue, aunf|ue nos parezca importante, rat deja de ser un pec|irerío tticho. Al ])reguntarnos por (|ué el Universo es como es, nos encontraremos con Cjue la ciencia actual posee un conjunto notalrlernente consistente de sohrciones, ¡x t o también con que existen aún muchas cuc.stiones a las que el científico ha de resjxrnder. Parte de rurestra bú.sc|tteda contemplará algirnos caminos aún inexplorados, y nos mar'avillai'cmos de cétrno ellos pueden modificar nuestras ideas acerca del l.Iniverso.























































/li spo sili m de si r fliim/>liry Daiy ¡>ara análisis de gas: sns iiwesligaeiones iiwesligaeiones subre ga ses aindiijeivn al desiubrimiento de la lámj xna de segu ridad d e !<)•

mineros. Los desenhrimienlos de los elementos sodio, boro )' ¡mlasio son otras de sns mnelias realizaciones.

Los elementos: las sustancias básicas Los antiguos griegos íiieron los [)rinu;ros (]uc itilcntaron encontrar soluciones a los enigmas de la Naturaleza, pero carecían de itistrunientos precisos con los cpie comprobar sus teorías, y sus ideas g<‘neralmetue se sostenían o se; derrumbaban ¡xjr su aceptabilidad filosófica más ( j u (í por su confirmación (‘xpc'rimcmtal. La más avanzada de sus teorías fue la propuesta por el filósofo y místico ranpédocles en el siglo V' aC , cjue pensó pens ó cû cûc el U nivers niv erso o estab est abaa compuesto por cuatro elemento s tierra, agua , aire y fuego y (|ue (|ue los difertíntes difertínte s tipos de mate ria t|ue t|ue cono co noce ce mos diferían simplcmcnU' por la [iroporción de los elemen tos que los constitu con stitu ían. Ln la fi er ra nunca nunc a .s .str [todrían encontrar <;stos elementos en estado puro; por ejemplo, el agua ordinaria estaría fundamentalmente, pero no por completo, compuesta dtd elemento «agua». Además de sus elementos,-el mundo de Lmpédocles contenía dos fuerzas opuestas, amor y odio, cjut; gobernaban tanto los objetos inanimados como las criaturas vivas. Por cierto cjue existe una lógica en su esquema, en especial en su noción de que los elementos se presentan naturalmente en un orden determinado: la tierra está abajo; el lugar natural del agua se halla sobre ella; más

arriba se encuentra el dominio del aire; y, por encima de todos, aparece el fuego. Como cada elemento tiende a su propio lugar, un trozo de tit'rra cae a través del aire y del agua, y las gotas de agua caen a través del aire; mientras rpie las burbujas de aire suben a través del agua y el (liego se eleva en el aire. Izis dio.ses i'si existen) deben vivir en la ardiente capa que se encuentra por encima de todas, y una leyenda sostenía tjuc Lmpédocles, tras retirarse a una vida solitaria en las altas inmensidades del monte Ltna, se creyó él mismo un dios y se arnjó al ardiente cráter del volcán. I -as -as itleas de Lmpédo Lm pédocles cles fueron [lopularcs [ lopularcs dura d urante nte dos mil años, e incluso hoy las usamos en sentido figurado cuando nos referimos a una violenta tormenta como «la cólera de los elementos». L1 mayor filósofo griego, Aristó teles, incorporó los cuatro elementos a su esquema ilustra tivo del Universo e incluyéi un <|uinto elemento más sublime; el «éter». Lstá éste situado encima de la capa de fuego y no se extiende tnás allá de la órbita de la Luna, ya (juc es es incompatible con con la corrupta corrupta fierra . Ln L uropa, uro pa, dura nte tttdo tttdo el el medievo, Aris tóteles fue Ui luz (pie guié guié)) a los hom hombres bres de ciencia, cienci a, fom fo m ás de ,\quino concilió sus ideas con la Biblia, y. a partir de e.sc momento, el procedimiento de los estudio.sos medievales para responder a cuestiones científicas consistió, sencilla mente, en consultar los trabajos de Aristóteles. Solamente tm estudioso excepcional consideraba necesario realizar un experimento real. Por ejemplo, Aristóteles había estableci do c|u c|ue una roca roc a pesad p esad a ca e más m ás depri de prisa sa c|u c|uc una ligera l igera,, \' liic preciso un genio de la talla de (íalilco para, en efecto, arrojar dos rocas y probar la falsedad de Aristóteles. (lApaso, no es cierto t|u t|ue las las a m jt ir a desde la pintoresca pintoresca forre Inclinada de Pisa, como afirma el mito po|)ular.i Mientras tanto, los ahpiimistas f)btenían notables resul





















































comenzó a resquebrajarse hace (res siglos, cuando sir Isaac En ¡o.\ Biki ni et I de Jutio de t94(i. t94(i. ¡o.\ micleo.s micleo.s mi/raltw d e tos Obsérvese los barros de guerra Newton y sus predecesores eslablecieion las leyes de la (ilomos reside una enorme fuente capturados (abajo izquierda} física y las ideas básicas de la astronomía. Los akiuimistas de energía, led romo muestra este expuestos a tos efectos ete ta serios serios continua conti nuaron ron sus práctic prá cticas as hasta 18()( 18()(),), y se dice que ensayo de una honiha atómica exptosión. norteamericana en et Atotón de Adoifi) Hitler emftleó a un alquimista con la esperanza de reforzar las reservas de oro del Terecr Reich. Rei ch. Sin embargo, las mentes más sagaces del siglo XVII advirtieron (|ue las sustancias ordinarias no podían des CjU(' mostró que debía existir una partícula muy peciueña componerse en tierra, aire, agua y fuego, de lo (|ue se de cada elemento y que estos átomos se debían combinar suponía estaban hechas. La razón principal para creer en en cada caso particular, en relaciones simples, para dar los elementos de Lmjtédocles era el inmenso respeto con lugar a los compuestos (|uímicos rjue encontramos en la (|ue los hombres medievales contemplaban a los filósofos vida cotidiana, tales como sal, arena o agua. Se había eluc idado,, |Dor tanto, tant o, la arciuite arc iuitectura ctura de la materia m ateria.. Si nos antiguos. Kn la década de 1660, el científico angíoirlandés elucidado Robert Boyle. quizás el iirimer investigador más «tiuíini- fuera ¡xjsible dividir nuestro grano de arena hasta un co» Cjue «alquimista», sugirió cpic los «elementos» c|ue tamaño suficientemente pequeño, encontraríamos su uni constituían todas las sustancias caan, en sí, sustancias dad básica consistente en dos átomos del elemento oxígeno ordinarias. Desde este moderno punto de vista, el metal combinados con un átomo de otro elemento, el silicio. Lste lí(|uido mercurio y el no metal amarillo azufre, por sencillo trío es la molécula básica de dióxido de silicio, el ejcmfilo, son elementos tiue no pueden descomponerse por compuesto del Cjue está constituida la arena ordinaria y innu merable abless veces trillones trillone s de ellas reacción cjuímica en otros más simples. Sin embargo, c|ue se repite innumer jtar a formar form ar un grano de arena are na de la multitud multitu d ejue existe existe pueden reaccionar ¡untos para formar el compuesto rojo jtara cinabrio (.sulfuro de mercurio) pero no para dar oro, c]ue, en la ftlaya. por derecho propio, es un elemento. A comienzos del siglo XIX, sir Humplny Davy, el Más allá de los átomos: las partículas inventor de la lámpara de seguridad de los miniTOs, Pero la energía eléctrica, con la que Davy halu'a separado amplió la tabla de los elementos químicos. 1lacicndo pasar los átomos de cloro y sodio de la sal, habría de relacionar una corriente eléctrica a través de los compuestos fundidos se después con el desprendimiento de las capas más los descompuso en sus elementos. La sal ordinaria de externas de los propios átomos. Las descargas eléctricas en cocina se descom|)uso en un gas tóxico, el cloro, y en un un gas muy tenue producían una lluvia de «rayos catétdinuevo metal, el sodio, tan reactivo cpie se mostraba cos», corrientes de partículas subatómicas con carga efervescente y se disolvía instantáneamente en el agua. eléctrica negativa. Estos electrones {c:omo hoy los denomi Para comprobar este análisis, pongamos en contacto estos namos) son los diminutos proyectiles lanzados desde la dos impctuo.sos elementos y en im Ínstame obtendremos parte posterior del tubo de un receptor de televisión, cpie producen |)untos luminosos y oscuros cuando barren la









































































































l « ejemplo espectacular ele la fu erz a elé ctr ica : cuando una lámina de plástico altamente cargada se conecta a tierra, los electrones fluyen por la lámina a lo largo de canales semejantes a heléchos.

tener distinto número de protones en el núcieo, así como de electrones, cardados opuestamente, en órl)ita. El núme ro de protones y electrones en un átomo debe ser igual, a fin de que sus cargas eléctricas se cancelen. Puesto que el comportamiento de los electrones más externos es el que controla la unión de los átomos en moléculas, los distintos elementos diferirán en sus propiedades (juímicas. Un mundo realmente sencillo; en la década de 1930 parecía haberse resuelto la estructura del Universo. Sin embargo, los lisicos experimentales continuaban investi gando el mundo subatómico, y muy pronto .sus resultados comenzaron a satisfacer a los tectricos. .\unque no cabía duda de que la estructura del átomo se había comprendi do correctamente, pronto se tuvo la evidencia de cjue existían muchas otras partículas «fundamentales». La mayoría de estas nuevas partículas .sólo eran estables durante una fracción de segundo, «desintegrándose» rápi damente en otras diferenUís y emitiendo radiación. Eran claramente diferentes del elecirétn, el protón y el neutrón y, ¡rara asombro asom bro de los físicos de partícul part ículas as así se

denomina a ciuienes ciuienes estudian estudian el mundo subatómico -, su número creció ininterrumpidamente durante la década de 19.Ó0. Lo c¡ue antes había parecido un notable logro, explicar los ciento y tantos elementos en términos de tres partículas íúntlarneiuales, se convirtió t;n una terrible ironía cuando los físicos verificaron (jue el proté)ii, el neutrón y el electréai eran sólo tres de casi un centenar de partículas diferentes que podían existir cu la Naturaleza.

Partículas de partículas ¿Pueden todas estas partículas «fundamentales» estar constituidas por otras aún más diminutas? Si así fuera, ¿]>odríanK)S explicarnos })or ejué sólo unas cuantas son estables, mientras cjuc la mayoría de las partículas de la -Naturaleza se desintegran rápidamente en otras? Desde 19()0, los físicos de partículas han vivido obsesionados con estas cuestiones, y el esquema básico de la .Naturaleza, tal y como se presenta en la actualidad, se ha simplificado relativamente. .Se considera (pie el protón, el neutrón y la gran mayoría de las restantes partículas subatómicas están constituidas |X)r combinaciones de cuatro quarks diferentes. El destacado físico americano .Vlurray (j(ál-\lann esco gió el término «cpiark» en 1964, cuando pensaba c|ue únicamente iban a precisarse tres tipos de partículas básicas para construir las más pesadas («1 bree Cjuarks Ibr Vltister .Vlark», dice James Joya; en Finnegam Wake). George Zvveig, colega de Gell-.Vlann, propu-so llamarlas





















































«ases», p(;ro el nombre nunca se aceptó, aun cuando ahora se liaya «encontrado» un cuarto quark. (Realmente, los últimos experimentos indican r[U(; puede existir otro y, posiblemente, un sexto.) Los cuatro quarks constituyen la gran mayoría de las |tartículas subatómicas cuando se combinan de dos en dos o de tres en tres. Sin embargo, hay cuatro partículas ()U<; taml>icn del)cn ser consideradas: el electrón, su hermano más pesado, el muón, y dos tipos de neulrinos (|ue constituyen una familia aparte, la de los leptones. Al contrario de lo cpie sucede con los quarks, los leptones nc) se agrupan para formar partículas más jiesadas, sino c|ue viven existencias separadas y solitarias. A la pregunta «¿De c|ué están hechas las cosas?», el físico moderno respondería: el Universo consta, en último término, de sólo ocho clases de partículas pertenecientes a dos campos: cuatro (juarks cjue se unen para dar lugar a partículas más pesadas, como protcaies y neutrones; y cuatro le])tones, entre los que .se incluye nuestro viejo amigo el electrón. Los [)rotones y los neutrones se combi nan en un núcleo que, arropado por los electrones que se hallan en su órbita, lijrman un átomo; los átomos se agrupan en moléculas que .se unen |X)r medio de sus nubes de electrones arremolinados ptira componer todos los objetos de nuestro mundo cotidiano. Las cuatro fuerzas

¿V eti qué quedaron las fuerzas de EmiDédtJcles, amor y odio? l,es fue algo mejor ejue a sus elementos, ya que constituyen el segundo ingrediente del Universo tal y como hoy lo ven los científicos. Cada partícula fundamen tal del Lánverso se encuentra afectada por el movimiento de las demás, es atraída o reyjclida por una o más de las

iNaluraleza. A escala astronómica es suprema sólo porejue se trata de una fuerza de largo alcance Cjue lo atrae todo. l,as dos fuerzas nucleares, aunejue mucho más intensas, o])eran únicamente entre partículas extremadamente pró ximas, tan cercanas una a otra como los |3rotones y neutrones en el núcleo de un átomo. La fuerza electromag nética es, asimismo, mucho más intensa epte la gravedad y tiene largo alcance. Sin embargo, las fuerzas entre los protones cargados positivamente y los electrones cargados negativamente .se cancelan en la práctica, si bien en algiin momenuí habremos de tratar con cantidades, de materia mucho mayores cpie un átomo. La tremenda intensidad de la fuerza electromagnética —el termino «electromagnético» describe a ambas fuerzas, eléctricas y magnéticas, que están do hecho muy relacio nadas puede mostrarse con un sencillo experimento. Frotemos un peine de plástico en nuestra manga y situémoslo sobre unos cuantos trozos de papel: veremos que éstos sallan. En el acto de frotar, una minúscula proporción de electrones de los átomos (pie constituyen la manga se ha transferido a los del peine, y esto ha ocasionado un exceso de carga eléctrica negativa. .Auncûe la cantidad extra de electrones cpie pasa al ])eine viene a ser aproximadamente tan sólo d(- uno por cada billón de átomos (pie posee el peine, esta concentración de electrici dad, que es realmente miniíseula, origina la fuerza sufi ciente para que los trozos de papel sean impulsados hacia arriba, superando la oposiciém cpic representa la atracción gravitatoria que ejercen constantemente los átomos de la d'ierra. Lo primero cpie aprendemos acerca de las fuerzas eléctricas es que «cargas iguales se repelen» y que «cargas distintas se atraen». Por lo tanto, un prou'in cargado























































de agua, y esta energía se puede utilizar en la gran varied var iedad ad de |)ro )rop<’>siios >siios (|ue (|ue asoc as ocia iamo moss eou la pal p alab abra ra cleeirieidad: calefacción, iluminación y comunicaciones, por sólo citar unos cuantos. lata carga eléctrica en movimiento product; también la un tanto misteriosa fuerza del magnetismo. Históiicamente, esta fuerza se asociií en principio con el imán, un mineral natural al (|ue ahora .se le llama tnaguetita, una forma del mineral de hierro. Se le dio esa denominacié)n íc|uc significa «piedra de rnmbo»;i pon|ue señalaba aitroximadamente el norte-sur cuando era suspendido libre mente. Las brújtilas de imán, y posteriormente de mate riales magnéticos, fuentn inapreciables para los marinos europeos a partir del siglo .\111. Ll magnetismo se jtarece a la electricidad, pero con sutiles diferencias. Al igual que las cargas eléctricas, existen dos tipos de ¡míos magnéticos, llamados «norte» í. \ i y «sur» ¡S) según la dirección en (|Lie se orientan cuando funcionan como brújulas; además, ])olos iguales se repelen, mientras (|ue ])olos distintos se atraen. .\o obstante, el masíiietismo se difenmeia en (pie los los ¡tolo ¡toloss Jam ás pueden existir aislados, l 'n imán, por (jemplo, nunca tiene un único polo i\, sino (pie siempre tiene ¡xilos N y S de igual intnisidad. Si cortamos un imán

de los íitomos; pero existe un ¡tuñttdo de elementos el hiei ro es el más común com ún de ellos en los los (¡ue los electroi electr oi manes ;it(3micos individuales no sólo son intensos, sino que pueden orientarse en el bloc¡ue sólido de la sustancia, los polos N ¡x)f un Ittdo y los ¡xtlos S por otro, de forma c¡uc un extremo del blo(¡ue actúa como polo .X y el otro como ¡xtlo S. La (dectricidad y el magnetismo son, ¡xtr tanto, manifes taciones dilcrentes de la misma fuerza fúndamcntal, el clcctroniiignetismo. De las cuatro fuerzas de la .Naturaleza, ésta, la segunda más intensa, liga los electrones a los áutmos y construye las moléculas de las susttincias cotidia nas a partir de Itis interacciones de las nubes electrónicas entre átotrios vecinos. Nuestro mundo ordinario es, en gran parte, un mundo electromagnético. Las dos fuerzas restantes las nucleants «fuerte» y «débil» ¡jueden parecer hallarse, en ¡trincipio, muy alejadas de nuestra vida cotidiana; sin embargo, son tan importantes en l;i determinación de la estructura del Universo como la gravitación y el electromagnetismo. L:i fuerza fuerte mantiene unidos los (¡titirks. Los mantiene unidos de dos en dos o de tres en tres en las antiguas ¡tartíeulas fundamentales, y con una intensidad tal (¡ue, en





















































I i/d i/daa.'i .'i las Ji ic i zasi de la Xatumleza se eitiadaii et/lre si. l/i eleclriridad v el ma«>ielismo esián wtimameule Ufados, y aclimlmeiih: se relaeioiia esta

fu er z a elec lrom aíiii élic a con la fu er za micl ear déb il. La s fís ico s eonfían en e/tconlrar .sus vínculos con hi fuerza nuclear fuerte r con la ¡¡rai'ilariihi.

electromagnética como formas diferentes de describir todos los efectos (jue abarcan. Solamente la gravitación plantea aún un problema importante en la reconciliación de las fuerzas.

Las leyes de la Naturaleza medio quince minutos. A continuación se desintegra en un protón, un electrón y un es(|uivo antineutrino (la antipartícula cíjuivalente al iKMilrino «ordinario») y en esta reacción interviene la fuer/.a nuclear débil; la teoría muestra (|ue ésta no tendría lugar si la gravitación, el electromagnetismo y la fuerza nuclear fuerte fueran las únicas ftitazas de la Naturaleza. VdrtualiiK'ute, la liierza débil es t|nizá la más importante en el gf)bierno de l;is primeras etapas de la fusión del hidrógtaio en las estrellas: sin ella, las estrellas nunca brillarían, o bien explotarían apenas nacer, como veremos cuando examiiiemos ttiás de cerca los núcleos de las estrellas en el capítulo 8. Sin embargo, la fuerza débil puede constituir otro as|)ecto de la fuerza electromagnética. Hemos visto cómo la aparentemente tnisteriosa fuerza magnética pasó a ser otro aspecto de la fuerza eléctrica; en 1967, Steven

Ocho partículas y cuatro fuerzas (¿tiuizá pronto reducidas a dos?) constituyen la materia prima del Universo, tal y como lo ven hoy los ojos de los científicos modernos. 1lay además un ingrediente más sutil: las leyes de la Naturaleza. Si deseáramos desembarazarnos de la Euua mediante la repulsión eléctrica existente entre dos dunas, tendríamos t|uc destruir una gran cantidad de energía eléctrica en forma de electrones. Todos Todos los experimento s cléctuados cléctuados desde siempre muestran (jue la Naturaleza no nos permite destruir la carga eléctrica. Esta «ley de con.servación de la caiga eléctrica» es sólo un ejemplo de las leyes de la Naturaleza tjue gobiernan el comportamiento de las partículas. El término «leyes» de la Naturaleza es algo impreciso, ya cpie en realidad se trata de generalizaciones acerca del comportamiento del Universo. Al contrario de lo que sucede con las leyes humanas, cuando los científicos





















































Una externa nube de gas ( nebulosa) en ¡a constelación Serpens está iluminada por estrellas muy brillantes, formada formadass reci recien ente tem mente ente,, visibl visibles es cerca del centro. Las nubes de

polvo polvo que se destac destacan an en forma forma de glóbulos oscuros oscuros y «trompas de elefante» pueden llegar a condensarse en planetas alrededor de las estrellas en Jomtación. (■Copyright del ¡n.stituto de

Tecnología de California y la Institución Carnegie de IVashington. Reproducido con perm permiso iso de los Ob.se b.serv rvat ator orio ioss Hale.)





















































2. Examen de las profundiades del espacio





















































Xucsiro planeta l icrra es una una mera mola en la inmensiclacl del Universo. Desdi; el esitacio, el tenui; disco de la Tierra aparece inundado [x>r el resplandor del Sol, nu<;stra eslr(;lla local que nos abastece de luz y calor. Sin el Sol, la superlicie superlicie terrestre se congelaría conge laría hasta 27 0''C, 0' 'C, tempera tempe ra tura próxima al cero absoluto. No obstante, el Sol jtasa claramente d(;.sapcrcibido en el conjunto de las estrellas, |)ues en una noche clara veremos muchas de ellas diez mil veces más intensas, que titilan pausadamente, aunc|u(; reducidas a puntos luminosos a cansa de las enormes distancias que las .sejtaran de nosotros. Los grupos de estrellas del ciclo nocturno constituyen las constelaciones de los antiguos, bautizadas con nombres de héroes i Orion, Hercules) o de animales anima les ;Ta urtis, el Toro; Toro; Delphituis, el Dellin;. Kntre la conf’u.sa multitud de estre llas visibles (;n una noche clara, unas tres mil, las const(;laciones representan aún la íbrma más sencilla de orienta ción en el cielo, así como de identificación de las estrellas consideradas individualmente. Pese a que ahora sabemos que todas las estn'llas del «diagrama» de una constelación no se relacionan relacion an por por lo general etitre sí algunas, algunas , estrellas débiles, estarán relativamente próximas, mientras que otras, otras, luminarias brillantes, estarán distantes - , los los astró

confitrmando una especii; de (;ósmico enjambrt' de abejas. (dada estrella, incluido el Sol, pertenece a un único _âlaxia xia.. Nuestra propia galaxia es sistema de estrellas, una _âla un enorme disco aplanado de estrellas que gira alrededor de un «centro» situado en la dirección ile la constelación austral de Sagitario. Al observar el cielo, vemos muchas más estrellas distantes cuando dirigimos la visual hacia i;l interior del disco de nuestra galaxia que cuando miramos en direcciones alejadas del mismo. L 1 disco de nuestra galaxia aparece, por tanto, como una débil banda lumino sa alrededor del cielo, conslituiila por la suma de la luz de millones de estrellas distantes demasiado débil(;s como para ser percibidas individualmente. Se |)uedc apreciar, en una noche clara, el electo de p(;rs])cctiva de las estrellas más débiles (más distantes) apiñándose en esta banda resitlandcciente, especialmente desde las latitudes meridio nales, desde donde es visibk; el «centro». Los antiguos griegos atribuyeron la débil banda blanca a la leche derramada del seno de Juno, y su denominación, «la Vía Láctea» íâla en griego significa «leche»;, se ha mantenido desde entonces. Nuestra galaxia, de la ijue el Sol es .sólo un miembro insignificante, se designa a menudo como la (ialaxia de la V’ía Láctea o, simplemente, la Galaxia.























































KsU' nml>(i //rl amjimio de! rirlo i)!i/í\slia todas las estrellas visil/les )■realza el asj>ert
wIIIones de distantes estrellas nuestra nuestra Galas Gal as ia, demasiada débiles //ara se) distin"vidas individualmente.

fl ran cuorpo siíuado en el centro de la (ialaxia. líl Sol (fjra en órbita en la (jalaxia a una velocidad de 250 kilómetros |X)r segund
,\uiKjuc la mayoría de las estrellas cpie vemos ])ertenecen al disco de la Cialaxia, no son los únicos miembros de la Vía Láctea. Ln torno al disco, «por encima» y «por debajo», hay viejas estrellas débiles dispuestas en tin inmen.so volumen esférico de espacio, el hala. hala. (Irán parte de ellas se agrupa en densos cúntulos globulares de estrellas que contienen, cada uno, más de un millón de miembros. Lstos cútnulos y el resto de las estrellas del halo fueron las primeras estrellas c|tie nacieron cuando se foritió nuestra (ialaxia; pero en la actualidad son débiles, reli(|uias seniles del pasado de la (ialaxia (|ue se desvanecen lentamente mientras el disco permanece joven y vigoroso.





















































suficiente gas en la Vía Láctea como para crear estrellas durante miles de millones de afios, de forma (|ue la Galaxia mantendrá durante mucho tiempo su juventud. Mezclados con el hidrógeno y el helio (existen otros elementos constituidos por diminutos granos sólidos. Lstas partículas cU cU; «polvo» son a[}rox imadam ente del tamaño de las del humo de un cigarrillo, c interceptan la luz de una forma similar. K1 polvo mezclado con el gas general oscurece las regiones distantes del disco de la Galaxia; por dar un ejernjtlo, la luz procedente regiones próxim as al centro de la Ga lax ia es atenua ate nua da lOO.OOO millones millon es de veces |)or el mismo. Alórtunadarnttntt;, los astrónomos modernos pueden emplear la radiación emitida en las longitudes de

Nuestro c;onocirniento del sistema solar se ha acrecenta do recientemente con el tanpkô de las sottdas espaciales, cpie ptieden sobrevolar un planeta, situarse en su órbita o, incluso, posarse en su superficie. En las dos últimas décadas se ha duplicado virtualmente nuestro contxámiento d(í los planetas; y a finales de este siglo los planetas interiores estarán tan bien estudiados como la Tierra (en términos astronómicos), mientras cpic los exteriores (a excepción d(d petjueño Tlutón) habrán sido visitados por sotidas ciue los investigarán muy de cerca. Una consecuen cia muy importante de ello es c|ue el estudio de la «phmetología comparada» podrá decirnos mucho más acerca de la Tierra. Sus similitudes con planetas próximos





















































I m .\'ebuloia

de la Cabeza de Caballo en Orion es una extensa nube de parKcidas de polvo que intercepta la luz proveniente de una brillante nube de gas más distante^ que aparece aquí como

un fondo rojo. (Copyright de! Instituto de Tecnología de California y la Institución Carnegie de Washington. Reproducido con permiso de los Observatorios fíale.)

diferencias arrojarán luz sobre las razones por las que la Tierra ha llegado a ser lo que es, y, en particular, fxtr (jué parece ser el único planeta con vida. La medida de las distancias Un requisito previo muy importante al planificar una

consecuencia, las distancias planetarias se deben medir, en este caso, con una precisión mucho mayor c|ue la requeri da. |3or la astronomía. Dado que las trayectorias de los planetas están controladas fxtr la atracción gravitatoria del Sol, la ley de la gravitación puede poner de manifiesto las distancias relativas de los planetas con mucha precisión cuando se conocen sus periodos orbitales («años»). Se pueden calcular todas las distancias del sistema solar a partir de la medida de una de ellas. El método empleado en la actualidad es el radar, que en principio es exacta mente igual al radar de un avión. Una onda de radio transmitida desde la Tierra .se refleja en una planeta, y se recoge y amplifica el débil eco que retorna. Es posible





















































La ili.slaiicia a una e.slrdla pró xim a se pued e med ir a pa rti r de M paralaje anual, el eamhio aparente de su pusieió» euando la Tierra ¡lira alrededor del Sai.

El morimieulo se mide por njerencia a estrellas muy dislautes ( cuyos cuyos propios pa ra la je s son de sp ree iab les ) )■ ar/iií aparece muy exagerada.

do luc<ío este tiempo ]>or la velocidad de la luz íla velocidad a <|ue se des|>lazaii las ondas de radio) se obtiene la distancia total cubierta por la onda, o s(;a el doble de la distancia al planeta, fxeneralmcntc se utiliza Venus como blanco, ya (juc está m ás próximo a la l ierra (pie cualcpiier otro planeta y tiene una supcrlicic compara

distancia de las estrellas, ya




















































producir una variación aprcciablc cu la posición de una csirclla, y los asirónoinos han de recurrir a la órbita Cjue la Tierra describe alrededor del Sol. L'n observatorio toma una lótosrralía de la supuesta estrell estrellaa próxima, por ejemplo ejemplo cm cm junio, y otra en diciem bre. seis meses más tarde, b a Tierra se se encu entra entonces ento nces en el lado más alejado de su (irbita, 300 millones de kilómetros respecto a su posición en junio, y, si la estrella está relativamente próxima, parecerá cjue se ha movido ligeramente cuaiuht se la compare con las estrellas del fondo. Otra fotografía tomada en el siguienU! mes de junio mostrará a la estrella en su posición original, confírmándo.se así que la variación .se debe al paralaje. .Midiendo el

actualidad corresponde realnuMite a la de hace unos cuatro años. ((Comparativamente, la luz del Sol sólo emplea 8 1/3 minutos en llegar a l;i l;i Tierra.) El método de paralaje, aun cuancUj se cnqrlee cuidado samente, s(')lo es válido para estrellas c|tie se encuentren a 70 años luz del Sol. Más allá, la insignificante desviación anual comienza a ser demasiado pec|ueña como jtara poder ser medida. El volumen de c'spacio cpie contiene a nuestras mil estrellas más próximas es, sin embargo, minúscu min úsculo lo com para pa rado do con co n la extensión exten sión total de lOO.OOO años luz de nuestra nu estra G al ax ia de lOO.OOO mill millones ones de estrellas. ,\fortunadamente, los otros métodos menciona























































Durante un eclipse total de Sol, la Luna intercepta la intensa luz

detalle, las .similitudes )' diferencias globales entre las

del Sol. El amplio rango de magnitudes estelares, desde —1,4 a 23 (y iiresumiblemente más débiles), se debe por





















































Dos cúmulos próximos de estrella estrellas, s, las ¡liad as ( izquierda izquierda j

Van desde un blanco azulado basta un rojo, pasando por

puntos correspondientes a la mayoría de las estrellas están situados en la gráfica en una estrecha banda. Esta seeutai-





















































E! du tíi mn a de Ilerl. Ilerl.Z' Z''' ''/» /» inii;Riixu’ll elosifua las estrellas

diagrama, las calientes (ayiilesi a la i~
derecha se encuentran unas mantas estrellas grandes

¡rermite que los astrofísicos coinjn'endnn cómo brillan i cómo





















































I m clasijicación de las estrellas según su luminosidad (hacia arriba) y su masa masa da lugar a

la derecha, corno lo indican los tamaños de las cajas. La secuencia principal es también

tan pesadas como algunas de las estrellas de la secuencia in cip al,

dependen principalmente de su masa y de su edad: las gigante gigantess y las enanas blancas son son





















































nciuroncs; un trozo de materia del tamaño de una cabeza de alliler pesaría un millón de toneladas. Altermitivamcntc, el centro sería aún má.s compacto, dando Itigar a un

está aislada en el Uiiiwrso, sino que lórma parte de un }M'(| }M'(|ue ueño ño gruito gruit o de gttlaxi gtt laxias. as. Lste (irujio [.ocal incluye las



















































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































¡M sujH'rjiáe de la Liiim muestra las ehatrkes de los ndleres ¡jerforados j)or los jdam 'lesim ales <¡ue cny em i sob re ella en las úllimas etapas de su

iiadmienlo. La suave llanura c.i Uwa solldijtcada que brotó a eonli eonlirru rruaei aeión. ón. lisia jolo gr afía fue lomada por el Orhiter ¡.uñar 3 en 1X7.

Así pues, los cometas enlazan el conjunto del sistemti solar: llegan desde las partes más alejadas conocidas y, cventualmetue. mueren próximos al Sol esparciendo sus cenizas, (|ne, atraídas por los planetas interiores de nuestro sistema, vuelven a esta regicín interna y cálida del espacio próxima al Sol.

Un planeta frustrado: los asteroides Al recorrer la primitiva historia del sistema solar consideramcK a los planetas interiores como planetesimales roco sos que habían colisionado y se habían fragmentado y aglomerado gradualmente en cinco planetas: Mercurio, W'tius, la pareja Tierra-lama y Marte. Más allá de la órbita de .Marte existe una región, el cinturón de asleraide.s, rc])leta aún de fragmentos procedentes del nacimiento del sistema solar, listos asteroides o planetas menores no han llegado a tener el tamaño d(' un planeta, y en realidad sólo existe en el cinturón de asteroides materia suficiente para constituir un cuerpo (|ue implicaría la décima jtarte del diámetro de la lie rra . La m itad de esta esta masa está está localizada eti el mayor de los asteroides, Cores,
clásica: Cores, Palas, Juno y Wsta, pero éstos se agotaron rápidamente y la lista de nomlires de asteroides incluye en la actualidad los de jtaíses, esposas de astrónomos e, incluso, apellidos de astrónomos en femenino. Lxisten unos cuantos asteroides fuera del cinturón |trineipal, a los (pie se les ha asignado nombres masculi nos; a los dos grupos que siguen la misma órbita que Jú p iter it er alred edor del Sol So l se les deno min minaa como com o a los los héroes de las guerras troyanas: griegos a los c|uc anteceden a jú| )iter, )ite r, y tróvanos tróvano s a los cpic le sigucti sigucti (excepto ( excepto Héctor, (|iie, en cierto tnodo, se encontraba en el camtx) griego). Más allá, circulando en torno al Sol entre las órbitas de Saturno y Llrano, se halla el asteroide Chirón. de.scubierto en lecha tan reciente como 1977. .Vunque es demasitido pecpieno eomo p;ira llamarle phnieta. su nainraleza exacta es un enigma: ])odría ser sim|tlcntente un asteroide extraviado, o bien el más Itrillantc de un nuevo cinturón de asteroides del sistema solar exterior, o, incin.so, el núcleo muerto de un cometa acaltado. Ciertamente, muchos de los aproximadamente \eiiite «asteroides» cuyas órbitas se halliin dentro de la terrestre se cree qu e son cometas com etas muertos. Lntre ellos .se .se cuenta cuen ta el dimii uito l oro, tra sladado por la graveditd graveditd terrestre terrestre a una é>rl)ita (‘11 la c|ue gira en torno iti Sol e.xactamente cinco veces |X>r cada ocho órbita s de la Tierra, Tierra, iA causa de estit reféreiu'ia a la gravedad terrestre, la prensa sensacioiialista infóriítociue los astrémomos habían encontrado la «segunda Luna» de la Lierra, una interpreta ción coni|)letam coni|)letamente ente errónea del descubr imient o ya (pie Loro gira en torno torno al al Sol, y no en torno a la 'Lierra.) Y :i |)ropósito de lunas, dos diminutos satélites de .Marte son probablemente asteroides ctiptiirados. .\sí, en recientes íbtografias, logradas gracias al éxito de las .sondas espadil les Viking, se nos muestran en forma de p:itata y con cráteres, lo (pte les da la apariencia de asteroick's típicos. Los ordenadores han prestado una ayuda inestimable a los astrémomos en los últimos veinte años, sobre todo en el monótono trabajo del cálculo de órbitas de asteroúk's a jta rtir rti r de las observ aciones acio nes de sus |X)sic |X)sicion iones es en el cielo. Semanas de cálculo se han reducido así a una fracción de segundo, y sólo de esta lórma los astrónomos ]tu('den seguir el rastro de los dos mil asterokk's registrados. L1 análisis (k* ordenador muestra asimismo (pie los asteroides se ])resentan en «familias» con éirbitas básicamente simila res. .\1 [tarecer. las )Mirulentas bolas originales de la región comprendida (Mitre Marte y Júpiter se acumularon para constitu ir algunos de los cincuc ntii asteroides mayores o Itlanetesimalcs, como les les llam llamamo amoss antes , pero pero ninguno ninguno de ellos llegó a ser suficieiuenunite grande eomo para ¡Itraer a los demás, como en el aiso de un planeta. Ln lugar de esto, las colisiones los desintegraron en las miríadas de fragmentos que hoy contemplamos. Sin ('inbargo, en el ínterin .se desarrollaron importantes cambios. Kn el centro de los planetesimales se encontraba alra|)ado el calor |)rocedente de la desintegración de



















































nos son exclusivamenU' metálicos, una mezcla do hierronkjuel procedente del núcleo de un plantaesimal; otros son mezclas de mtttal-roca o trozos de roca procedentes de una parte más externa; pero los más comunes son los íra!;;mentos de la zona más ]tróxima a la superficie del planetesimal, aún en estado inalterado. Los estudios de la luz solar reflejada por los asteroides muestran las características esperadas de semejante mezcla de rra,ü¡mcnios. IVxltanos apreciar los interiores de los asteroides dcsintesj¡rados en las exposiciones de meteoritos de algunos muscos geológicos o de historia natunil. Lstas «piedras espacitiles» son minúsculos trozos de asteroide extraviados en la trayectoria trayectori a de la 1 ierra, (|u (|ue han sobrevivido sobrevivi do durante un breve viaje a través de la atmósfera terntstre cual una brillante bola de fuego. Podemos ver «hierros», «hierros pétreos», «|)i(xlr;is» y «piedras carbonáceas» procedentes de estratos sucesivamente más altos de los planetesimales originales. Ls diíieil no sentir un estremecimiento en presencia de las rocas procedt'iites del espacio exterior, el único material extraterrestre ejut' la mttyoría de nosotros podrá ver. Resulta irétnico (|ue la gente |>ermanezca en pie durante horas para ver una pizca de |Do 1vo lunar traído por los astronautas del ,Apolo, cuando en las .secciones de meteoritos de nuestros museos se exhiben permanentemen te rocas espaciales mucho mayores, C|ue han viajado mucho más y t|U(‘ tienen mayor antigüedad.

l ista de lo feîíín de Marte donde se posó la nave no tripulada Viking Viking 2. F I horizonte tiene unos 3 kilómetros de largo, r el rosa del cielo se dehe a jiñ as pa rt ícu las de pol vo rojo

susfiendidas en la atmósfera. l.a cuhierla (izquierda) tapa el brazo que e.xtrae automáticamente muestras del suelo para comprobar si existen signos de vida.

hoy vemos fluyó gradualmente hasta rellenar los enormes agujeros rpic habían fundido los átomos radiactivos en la roca subyacente de la stiperficie lunar. Ll último bombar deo de planetesimales y el flujo de lava fueron los qtic «[)usieron en hora» los relojes radiactivos cjue los científi cos emplean para fechar la superficie lunar, y c|uc han mostratlo (jue es más joven (|ue los antiguos meteoritos de 4.600 millones de años. .VIereurio, el ])lau('ta más interno, }>arece ser, según las fotografías obtenidas petr la sonda .Víariner 10 en 1974 y 197.Ó, notal)lemente similar a la Ltina. Sin embargo, .VIereurio está arrugado como una manzana vieja. Las largas y tortuosas arrugas cjue .ser[)entean por sus llanuras de lava muestran cinc .VIereurio se h;t estado encogiendo ligeramente dt^sde tpte se íitrmó. La razétn, probablemente, este relacionada de modo indirecto con la proximidad de Mercurio al Sol: cuando se formó, el calor era allí tan intenso cine sólo se podían condensar las sustancias de alto pumo de ebullición, en particular el hierro. Por ello .Mercurio tiene un gran núcleo de hierro, que a medida La Luna y Mercurio: fósiles con cicatrices que se enfrió se contrajo más cpie el núcleo rocoso de la Cuando los planetesimales colisionaron para Ibrmar los lama, arrugando la superficie del planeta. «auténticos» planetas, se fragmentaron en verdaderos Ll estudio de Mercurio por el Mariner 10 fue litertilmundos incluso antes de formarse aquellos. Los colosales mente un;i revelación. Hasta entonces, las observaciones impactos originaron vastas (;x})losiones tjtie dieron lugar a de los astrétnomos del diminuto disco del planeta, siem])re los cráteres, agujeros circulares de empinadas laderas. L1 próximo al Sol en el cielo, habían mostrado únicamente planeta plane ta más pequeño, pequeñ o, .VIereurio, .VIereurio, y la Luna de la Tierra, vagas manchas o.scuras (|ue recibieron nombres místicos, sobrevivieron inalterados desde este bombardeo, y sus como «Ll desierto de Hermes Trimegisto». Las manchas superficies están generosamente salpicadas de antiguas eran tan difíc:iles de ver cjuc los astninomos se despistaban cicatrices. Los mayores cráteres dé la lAtna, de doscientos por completo cuando intentaban determinar el periodo de o trescientos kilómetros de diámetro, pueden a})reciarse rotación del planeta. Durante mucho tiemixt se pensó (|ue con prismáticos, penj no son éstas sus mayores cicatrices. Mercurio ofi'ecía siem])re la misma cara al .Sol, de forma Las extensiones o.scuras que constituyen la «cara de la cjue mientras (|ue un hemisferio estaba permanentemente Lama» son enormes llanuras dt' hiva de varios cientos de cocido, el otro estaba siempre congelado, un fascinante kiklmetros, cjue se originaron por impactos de bloques de escenario cpie dio lugar a muchas historias de cienciaroca del tamaño de asteroides, hactt aproximadartuaite ficción: no obstante, cuando los radioastrétnomos reflejaron 4.000 tnillones de años. L;t suptaíicic de lava negrti que ondas de radio en el el planeta, pla neta, en 1965, los «ecos» mostra-



















































M arte j'o tofi raf iad o pa r el Orhiter Viking l en I97(¡. I ms manchas brillantes (debajo del centro) son regiones de hielo próx imas a l po lo sur mar cian o. Es fácilmente visible el gran impacto circular del cráter

Argy re. Po r encima del centro se encuentran los grandes cañones de las regiones ecuatoriales, mientras (¡ue la neblina de arriba es una formación nubosa .situada sobre uno de los enormes, per o exti ngu idos , volcanes.

ron ()uc el planeta gira rápiflamí-nic, oxaciamcrilc (res vcc.es tx>r cada dos órbitas alrededor del Sol. Como la órbita de Mercurio no es conijrletamente circular, un rnercuriano vería C|ue el Sol deseribiría un extraño camino (>n el Cielo. Si, por ejemplo, viviera en la gran llanura llamada I.aguna de Caloris, vería <]ue el Sol sale por el Este, se desplaza leniamenle [xir el cielo durante 33 días terrestres y desciende después lentamente más o menos hacia el Sur. Sin embargo, el cuadragésimo dííi se detendría y eomtaiztiría a retroceder durante ocho días antes de terminar su lenta jornada en el Oeste, después de transcurridos 88 días terrestres. De cualquier forma, nuestro rnercuriano tendría (|ue ser una criatura robusta, ya cjuc «a metlitidía» la temper;ilura alcanza aproximada aprox imadamente mente los KJÜ KJÜ“ C, calor c alor suficiente para fundir fundir el plomo, mientras C[uc la superficie se enliía a las temperaturas del aire líquido durante la noche.

Marte: ¿un lugar con vida? .Marte, el siguiente planeta más pc(|ueño, sietnpre ha sido considerado el lugar más apropiado para encontrar vida litera de la rierra: rie rra: el apelativ o «marciano» «marc iano» ha llegado a ser sinónimo de invasores extraterrestres. A través del telescopio. Marte aparece ciertamente como el planeta más semejante a la Tierra. Tie ne desiertos desiertos ntjos y cascju cascjueeles polares blancos, evidentemente de alguna clase de hielo, c|ue crecen y se contraen con las estaciones. Tas regiones más oscuras de la cara del planeta varían asimismo ligeramente con las cstatáones marcianas, y en un principio se pensé) que ertin tnares y, posteriormente, vegetación. .Aunejue Marte está más prétximo que cual quier otro planeta, excluido VTniis, los detalles de estas manchas oscuras son esquivos; para apreciarlos adccutidamentc se ntquiere un buen telescopio y vistti aguda. Esto nos conduce a la historia de Percival Eowell, un astrónomo americano c|ue dedicó su vida a obst'ivar .Marte. Partiendo de uiui información italiana acerca de las delgadas y oscuras líneas de Marte, Eowell tuvo a su disposición un observatorio para estudiar el ])laneta, y realmente |)udo ver cientos de esas estrechas líneas que vinculaban vincul aban las mayores áreas oscuras de Míu te. te. Eowell Eowell estaba convencido de que eran obra de marcianos ititeligentes y de que existían exten.sos espacios de vegetación a orillas de los canales que deberían transportar el agua desde los casquetes polares hasta los áridos desiertos del ecuador. Ptmsaba (]ue los «canales» eran tan rectos cjue debían ser artificiales y, si se tenía en cuenta c|ue .Marte parecía ser un mundo seco, ¿qué cosa más natural (|ue llevar a cabo esas obras de irrigación a tan gran cscalaé Eas mentes más imaginativas comenzaron a temer que los nuirciíinos pudiesen abandonar sn planeta moribundo y emigrar a nuestro Inimcdo mundo. Esto (iie lo (]ue inspiró a H.G. Wells la historia de La guerra de los mundos (1898; que, adaptada para radio por Orson Welles en 1938, resultó tan convincente que muchos oyentes creyeron (|ue



















































muntc' rlc éste, comen/.ó a parecer más evidente que Marte era muy seco, c|ue tenía menos atmósfera de la que se pensaba y epte las áreas oscuras se |jareeíaíi cada vcy. menos a vegetación. Los marcianos inteligcaiu^s jiarecían quedar e.xcluidos, pero ¿podrían existir en Marte f()rmas de vida sencilla, como la de los líqueiuts? La primera de las tres sondas espaciales enviadas a Marte en la década de 1960 mosln') un |)laneta aún más estéril de lo cpie se había (tsperaclo. Las fotografías obteni das mostraban una su|ierfície de cráteres de tipo lunar, y no había rastro de canales retaos. Sin embargo, sucedió C[ue todas estas antiguas ntivcs «de paso» habían l<)tograliado las partes menos interesanuts del planeta, y la situaciiín cambió cam bió cuand c uandoo se situó al .VI .VI; iriner irine r 9 en órbita órbi ta alrededor alrededor de de Ma rte en 1971. Sus sorprendentes lótografías inclinan un enorme sistema de cañones tai el ecuador de 5.000 kilómetros kilómetros de longitud, eon un valle principal de 75 kilómetros de ancho y 6.000 metros de jirolundidad. La coinparaciéin con el fíran Clañéai del Colorado es comjtkv t;itneiue inadecuada, ya (|ue ett este valle marciano habría sitio de sobra p:ira los Alpes com|iletos. Cerca, existen cuatro gigantescos volcanes (pie empecpieñecen a cuakpiicr volcán terrestre. I'íl mayor, Olympus Mons (.Monte Olimpo;, tiene ajtroximadamentc 600 kik'iinetros de diámetro y 25.000 metros de altura, una montaña que cubriría a Lspaña entera y que es tres veces más alta cpie el Lverest. Lo más interesante de todo, p;ira (piicnes esjíeraban encontrar vida en Mtirte, residió en cpte el Mariner 9 descubrié) una serie de c;malcs (tstrechos y serpenteantes, indudablemente lecbos de ríos secos. Las r(.‘giones oscuras de Marte carectni de vegetacitSn y son, simplemente, áreas en las cpte los vientos estacionales remueven el brillante polvo (k; la superficie. No obstante, existía todavía razéin para el optimismo en la búscpieda de vida. Los canales sugieren que alguna vez corriéi el agua por la superficie de Marte, y, si a.sí fue, fa atm<')SÍcr;i debía entonces ser más densa; bajo estas condiciones más hospi talarias podían haberse desarrollado formas de vida sim ples, como bacterias, que podrían permanecer aún latentes en el suelo. Las dos naves Viking cpte se posaron en Marte en el verano de 1976 llevaron a cabo experimentos biok'igicos sencillos con el fin de comprobar si existía .semejante tipo de vida. Los resultados inmediatos fueron mny confuscas, ya (pie las difereuies laruelias dieron conclusiones contra dictorias; y lo más probable era cpie los n'.sultados «positi vos» se debferan a reacciom^s rpiímicas con el ines]aeradamente reactivo suelo marciano. IJ experimento dt'cisivo consisti(') en una sensible pruelxi destinada a detectar la ]tresencia de compuestos de carbono, elemento en (pie se basa l;i vida. Nd se encontn') ninguno en el suelo, y este result;ido excluye a las células vivas del tiiao de las cpie conocemos en la fierra. fie rra. La mayoría mayo ría de los los científicos lleg(>, a su |)csar, a la conclusión de cpie, al menos en los dos sitios en donde se posaron los V'ikings, Marte es un

l>i'rsisletües imhes ile Vemis iimesirati, iimesirati, atando se Jutovt a fian fia n am luz ulliaviolela. esimchuas de eiirulaeiini almas/ériea. El ñrt.v

AÍariner AÍarin er U) lomó esta eeirana eeiran a folos’ra fía ruando sobrevoló Venus en su camino hacia Mercurio.

podemos a|m;ciar a través de los telescopios es la p;ule superior de la continua nube que lo cubre, resplandecien do tan brillantemente a la luz solar cpte le hace ser el objeto más luminoso de nuestros cielos después dcl Sol y la Luna. V'enus es de casi igual tam año (pie la fierra fie rra,, y los los astréinomos del último siglo imaginaban cpie bajo sus nubes existía un paraí.so. No obstante*, ahora sabemos cpte la superficie de Vfenus es muy semejante al Infierno, y es opinión de los planetcil planetcilogos ogos cpie cpie nuestra nuestra bella fierra fie rra hubiera seguido el mismo camino de haberse hallado más prcíxima al Sol. Así como las sondas cspticialcs americanas hicieron muchos progresos en el estudio de M;irle, fue una nave soviética la que llegc) hasta la superficie de V’enus. Las primeras navt's (pie intentaron posarse fueron a]ilastadas por una atmósfera mucho más espesa cpic lo esperado; [lero, jior último, otras firmemente reforzadas lograron su objetivo. Kn 1975, dos de ellas sobrevivieron durante una hora y enviaron las primeras Ibtografias de la superficit; de V’enus. Kstos resultados soviéticos, más los de las sondas de paso de los americanos, desaniman a cualcpiiera (pie piense en viajar a V'enus.



















































Pero ¿por qué Venus es tan diferente de la 'I'ierra? La respuesta respuesta reside reside en que realmen te la fie rra es la singular: singular: en días remotos nuestro planeta fue, probablemente, muy indiniduales. Observaciones de parecido a Venus en su estado actual. Así pues, dejemos al radar llevadas a cabo por el hostil Venus Venu s un mund o en el Cjue jue un intrépido astronau astronau  Observatorio de A recibo. (Cortesía ta simultáneamente .se asaría, sería aplastado, envenenado de JsA¡C¡.^^SF.) y corro ído ytor ytor el ácid o y retornemos retorn emos al único planeta 1.000 metros metro s (U (U; |)rofu |)rofunclid nclidacl acl en los oc:éano oc:éano,s ,s terrestres. terrestre s. La L a del sistema solar realmente amigable: la 'I’ierra. atiTiósíéra está constituida principalmente ]X>r el irrespira ble tâs dióxido de carbono, y la superficie tiene una El planeta Tierra temperatura constante p róxima a los 500“ 50 0“ C, más calienuí Xuesti'o planeta es el tercero a jtartir del Sol y el mayor de aún (|ue la de .Mercurio «a mediodía». Las fotografías de los planetas rocosos. A un viajero del es|xicio, la 'fierra le la supeidicie la muestran salpicada de rocas y con llanuras parecería única también en otros aspectos. Ls el úniex) estériles c|uc se extiendim hasta el horizonte en un i^laneta planeta rocoso sin cráteres evidentes, el único con agua soiprendcnternente luminoso, habida cuenta su masiva lítjuida, el único con abundancia de oxígeno en la atmós cubierta de nubes, ya t|ue es comparable a un día fera y el único planeta con vida. Por cierto, todas estas encapotado en Moscú. singiihiridades se relacionan entre sí. Lstudiando otros I .os datos de las sondas cspacitiles .se han corri[)lemcuta- planetas, los astré)nomos han llegado a la conclusión de do con resultados de radar. Las ondas de radio pueden que la fie rra y nuestra nuestra existencia gozan de sus privilegios privilegios penetrar las nubes, y los «ecos» de radar mostraron, allá gracias a dos factores. Lino es (|ue la gravedad terrestre por 1902, C|ue el itlaneta gira muy lentamente v en resulta suficientemente intensa como para mantener una dirección contraria a los demás. Si no existieran nubes, un atmósfera; el otro es que, debido a cjuc la 'fierra se venusiano vería salir el Sol por el Oeste y ponerse por el encuentra a la distancia apropiada del Sol, su tenifteratura Lste des[)ués de transcurridos 60 días terrestres. Análisis es la adecuada. más detallados de los ecos de radar ¡xtnen de manifiesto Un a fie rra d emasiado pcc| pcc|uc ucña ña para mantener una una enormes cráteres y montañas. Id estudio geológico de atmétsíéra habn'a acabado siendo muy parecida a nuestra Venus está aún en su infancia, mientras los planetólogos lúgubre compañera, la Luna. Sin embargo, la atmósfera esperan con ilusión yxteler efectuar comparaciones entre la de Venus, un jjlaneta virtualmente del tamaño de la i'ierra y este planeta de tamaño similar. fierra, está constituida por uu gas asfixiante cien veces

I m .s ondai de radio pueden pe nd ra r a través de la s nubes de l'euus.y este mapa en «seudoailor» de la superficie de l ’enus se ha estable cido utilizando pulsos de radar. Las regiones amarillas son tierras

altas,y las azules, bajas; mapas más detallados ponen de manifiesto cráteres _)■montañas

RRECI RRECI BO OBSERVRTO BSE RVRTORT RT

CONTRfiST 2.5

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VENUS CONJ CONJ UNCTI UNCTI ON OF SUMHER SUMHER 19 72

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más denso denso cjuc el de la l ierra. fd’or qué ha atina at ina do la l ierra con su Justo medio? Para responder a este interro gante hemos de retroceder a su nacimiento. La antigua Fierra, a l igual qtie el el resto de los los planetas interiores, debe haber experimentado un bombardeo (inal de planctesimales hace unos 4.000 millones de años. Fai aciuel tiempo debía ser como una enorme bola cubierta de cicatrices, muy .semejante a una superficie lunar. En acjuclla época, ningún planeta podía tener atmósfera, ya (|ue fue por entonces cuando el Sol comenzó a brillar y .sobrevino un periodo de superactividad. Los prolon<;s y electrones procedentes dt; su superficitr se íibrían paso a través del antiguo sistema solar, arrastrando al espacio todo el gas c|uc no se había incorporado a los planetas gigantes, incluida cualcjuicr antigua atmósfera terrestre. Sin embargo, calando la actividad llegó a su estado actual, de relativa relativa tranqu ilidad, los los volcanes de la Fierra come n zaron a cubrir al planeta con una segunda atmósfera. .'\ 1 igual (jue en la actualidad, los volcanes debieron expulsar gases irrespirables, principalmente vapor de agua y dicixido de carbono, pero con constituye-mes minoritarios desa gradables como compuestos de azufre, dic'ixido de carbono y cianuro de hidnígeno. La Fierra y Venu s debieron tener en ac|u ac|uella ella época atmósferas similares, pero jjronto se manifesteí el efecto crucial de la distancia al Sol. La Tierra estaba bastante fría como para C|ue el va|jor de agua pudiera condensarseen peciueñas gotas de agua, pero Venus seguía demasiado caliente. La aimc'tsféra de diétxido de c:arbono de V'enus se hizo cada vez más espesa y se cubrié) de nubes de; gotas de ácido sulfúrico. El dióxido de carbono actúa como el cristal en las ventanas de un invernadero: deja pasar energía del Sol en letrina de luz, pero cuando esta energía calienta la superficie, la radiación c:alorífic.a (infrarro|o) no puede atravesar el gas para escapar al espacio. F,n consecuencia, el calor quedó atrapado en la superficie y la temperatura de Venus se elevó rápidamente hasta el punto de fusión del plomo. Mientras tanto, todo el vapor de agua de Venus, probablemente descompuesto por la luz solar en la parte superior de su atmósfera, escapó al espacio en íbrma de átomos de oxígeno e hidrógcaio. La Fierra se salvó de este este destino. El va}x>r va}x>r de agua condensado en nubes cayó en forma de lluvia, y el dióxido de cartx)iio se di.solvió en el agua; auntjue nuestra atmósfe ra estaba constituida por los gases expulsados por los

así y ciue los contiru;nt(\s derivan sobrt; la supc-rficie de la Fierra, desgajándose y modificándose. Según la moderna teoría de la deriva continental, denominada «tectónica de placas», la corteza terrestre t-stá constituida por al menos quince «placas» separadas (siete de ellas muy extensas}. todas en vinculación y moviéndose gradualmente una respecto de otra. .Muchas de las placas son porciones d(suelo oceánico, pero algunas de las may(.>res transportan los continentes más ligeros sobn- sí, y a medida cjue se mueven, sus «pasajeros» continentales se; dcsjílazan a través de la Fierra. Cuando dos placas chocan, evidenu-nuaUc; ha de suce der algo. En la práctica, una de las placas se sumerge- bajo la otra y dc^s dc^sajia ajiarcx rcxee en el el i nterior nterio r cali ente dt; la Fierra, donde se funde. La fricción de una jilaca con otra origina tc-rrernotos, y la roca recién fundida se abre ¡Daso a través de la capa sujK-r sujK-rior ior y reaparece dando lugar a un rosari rosario o de vokanes. El suelo del Océano Pacífico es una gigantes ca placa cjuc; se desplaza de norte a oc-sie; cuando se sumergic) bajo la placa que transjxtrta a Asia dio lugar a un rosario de vcjlcanes cjue se convirtieron en una ringlera de islas volcánicas jjropensas a los terremotos: el Jajjcái es «los restos de tal colisión». Las j^lacas cjue soportan los contienen de América del Sur y Africa son, como lo sugiere el globo terráejueo, los resto.s de un gran «superconiinente» que se hallan en un verdadero proceso de alejamiento. El vacío cjue dejan en el Océano Atlántico se rellena con rocas recién fundidas cjuc ascienden desde el interior y- se solidifican, originando una cordillera cjuc se extiende; a lo largo de todo el océano y (jiie llega a emerger a la sujx-rficie, dando lugar a islas M.Ciiiiikinri dr aiVn

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< PI.KXIENO





















































E l a\pec a\pecln ln de la Tierra se modifica en el curso de millones de años, a medida que los continenles derivan sobre su superficie. Los ¡Teólogos llaman Eangaea al supercontinenle original que lenta un gran golfó. golf ó.

el Mar de 7 eiis. Pangara se dividió en dos extensas masas de tierra, ¡.amasia y Gondwanalandia, que post erion nent e .se .se f rag men taro n en los continentes cpte hoy conocemos.

aisladas como la Isla de Ascensión y St. Paul Roeks. Más adelante, esta roca se divide hacia uno y otro lado, constituyendo parte del suelo oceánico, mientras que en el centro emergen nuevas rocas. El suelo del Océano Atlánti co es, por tanto, más ¡oven en el centro, y las muestras obtenibles son tanto más viejas cuanto más alejadas están del centro hacia uno y otro lado. Esta diferencia de edad convenció finalmente a muchos geólogos de que debía considerarse seriamente la teoría de la tectónica de placas. Otro argumento dtí fxíso proviene del estudio del magnetismo que posetai las rocas cotitinentalcs desde cpic se formaron. Si .se calculan las posiciones de los polos magnéticos terrestres a partir del magnetismo clt! estas antiguas rocas, los resultados no concuerdan. Sin embar go, si hacemos f(ue los continentes se muevan y giren, se puede lograr un buen ajtistc, y las positrones de los continentes en diversas épocas del pasado acaban concor dando con los movimientos deducidos. En el relativamen te breve lapso de diez años, los geétlogos cambiaron totalmente de opinicni sobre la cuestión de la d(^riva continental: a partir de una idea fantástica, surgió la teoría de la tectónica de placas como la forma más aceptada de explicar los movimientos de la corteza terrestre. Como las placas .se sumergen continuamente unas bajo DONO

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tlRCI.^CEO 3

otras hasta refundirse, y rocas nuevas surgen en las cordilleras mesoceánicas, ninguno de los suelos oceánicos tiene más antigüedad que unos cuantos cientos de millo nes de años, menos de la décima parte de la edad de la Tierra. Esto no sucede en los continentes, constituidos por rocas más ligeras (]ue suelen permanecer arriba. Cuando dos placas Cjue transportan continentes se enc:uentran, una de ellas cabalga sobre la otra. Ea gradual compresión eleva los bordes en gigantesc:as cadenas montañosas, como la del Eíimalaya, ejue se levantó cuando la India colisionó con .Asia hace «sólo» cincuenta millones de años. Hay algo ríe fascinante trabajo detectivesco en el hecho de relacionar las pistas suministradas por el suelo de los océanos, el magnetismo de las rocas continentales y las edades de las antiguas cadenas montañosas, mudos testi monios de las pasadas colisiones, para formarnos una imagen de la 'l'ierra en el pasado. Aproximadamente hace 200 millones de años, todos los continentes formaban un gigantesco su[3ercontinente al cpie denominamos «Pangaea» (<]u (<]uee en griego significa «la totalidad totalid ad de la Tierra») y C)uc, subsecuentemente, se fraccionó en los (|ue hoy conocemos. Ea propia Pangaea se constituyó {X)r una serie de colisiones entre los continentes preexistentes durante los 200 millones de años precedentes. Eos geólogos piensan ahora que las placas estuvieron desplazándose de.scle hace por lo menos 2.700 millones de años, y rjue los continentes cjue las acompañaban se desplazaron a su vez sobre la Tierra, a veces como un supercontinente, y otras, como un gran número de rocas individuales más ligeras. Pero ¿cpié hace cpie las placas de la corteza terrestre se desplacen? Ciertamente, es necesaria una gran cantidad IRIA SKW





















































Lui cuntmenles cuntmenles de la 1 ¡erra de enerjría para mover un continetue entero a una velocidad de uno a diez centímetros derivan al ser Iranslmrlados por año, y la opinión de los expertos está dividida. Ultimamente se piensa que la fuente sobre «randes «placas» en puede ser el calor liberado en el interior de la ’l’ierra por los átomos radiactivos, jx'ro movimiento. E! Océano Alláníieo aún no está claro cómo se transforma este calor en movimiento de la |3!aca. sur se dividió en placas que Kn el interior de la corteza terrestre, el calor liberado por el uranio, el torio y el transportan a América del Snr v potasio-40 da lujâr a (|ue la temperatura se eleve. Bajo la corteza, a unos 35 kilómetros por debajo de la superficie del continente, las rocas se funden parcialmente para formar una capa «fangosa», l'ista capa lubrica el deslizamiento de las placas de la corteza sobre las subyacentes, y hace considerablemente más fácil la deriva. Más abajo aún, la temperatura es todavía más elevada, |)ero el peso de las capas sufX'i sufX'i'ior 'iores es comprime comp rime las rocas en fonna fon na sólida, lista zona, zon a, el «ma nto », constituye con stituye la ma yor ])arte del del interior int erior de la Tierra Tierra que rodea a un núcleo central de hicrro-núiucl. Las partes externas del núcleo metálico son lícpudas y, al igual (|ue el núcleo de hidrógeno metálico de Jú|)iter, las corrientes eléctricas generan (d campo magnético (|ue rodea a nuestro planeta. Los planetéáogos están intrigados por la masiva actividad geokigica de la Tierra. Tierra. ¿Tiene cualqui er planeta de igual igual masa que la de la Tierra una . a c '^ supeificie de placas deslizank‘s? Cuanto más se estudie a V’enus, su comparacitin con la Tierra ayudará ayuda rá a que los geólogos compren com pren dan mejor a ésta. Se ha efectuado ya una com|Daración (mtn íhia mirada al mapa de las costas atlánticas de Europa, Africa y las dos Américas pone de manifiesto la .sorprendente similitud de .sus contornos, advertida ya por ¡veneraciones de e.scolares al considerarlas como piezas de un rompecabezas. En 19011. el í¡eólo¡>o americano P'rank l aylor publicó una teoría según la cual h abía habido un tiempo en el que los conlinentes

KU^^





















































Afrifíi, i/iu’ se imn selxira/k. De la CmdiUem mexoalldr/lira surgen nuevas raras, mietiiras (¡ue los .\ndei se han elevada al ¡ahalgai .\nmka
los volcanes volca nes de Martí; Ma rtí; y los de la 'l ’ierra, lo cpie cpie nos lia revelado algo acerca acerc a de los los volcanes de «punto caliente» . \i,, (od^s (od^s los volcanes volca nes lerreslres lerresl res se han origi nado, nado , como com o en el caso de Japíai, Jap íai, en el hecho de (|ii (|iiee tina placa plac a se haya sninergido bttjo otr;i. otr;i . Hawai es es un volcán volcá n del del centro de |,j placti del Pacífico, y, al parecer, se ha originado como consecitencia de ttn Ilujo as ce cendent e continu o de roca caliente, pr procedente del ma manto, rrp pie se eleva siempre en el mismo lugar. ,\ medidti rpie la placa del Pacífico ha derivado en dirección norte-oeste, sobre este «])unto ctiliente», la columna ascendeiile de roca ha ido títladrando una serie de peiforaeiones en la placa, mientras C| C|ue los antiguos conos c onos \i)lcánicos \i)l cánicos se desplazaban desplaz aban a lo l;ugo l; ugo de una lí nea norte-oeste de islas y montículos nutrinos montañas bajo el agua cpie no aictmzan la sitporficie). Cada volcán originado por el punto caliente laiwaiano sólo puede crecer hasttt un tturutño detenninado antes de alejarse del suministro de roca. Marte no nmestra ningún signo ó(- tectónica de placas, y el enorme tamaño de stis volcanes puede .simplemente deberse a la acumulación /M,. continua conti nua de hiva por encima enc ima de un punto calient cal ientee al estilo hawaiano haw aiano . (.¿ttizá los [luntos [luntos calientes puedan desarrollarse en tina amplia variedad de mtmdos, desde .Marte V * a la Tierra diez veces más pesada , pero la tectónic tect ónicaa de placa s sólo tiene liga r en los mayores planeta s roco.s roco.sos os.. Kl estudio de la fie rra rr a en tanto (Ittc jáiineta es una ciencia todavúi en pañales, y no cabe duda de c|ue aún reserva muchas soiprcsas. <1

eonsllluían ana masa de llena. El ciealíjico alemán .iljred U'egener U'egener fnthlieó en 1 915 iin iin libra sobre este lema. E!g eólo go sudamericano .Mexander du I oil fu e uno de los que rnmeuzó a acumula r evidencias. H acia ¡9fr0 se de.s de.scu cu-hrió el mecanismo de la ¡eclnnica de. placas., y la teoría de la deriva continental resultó amplia mente aceptada.





















































La compleja disposición de los átomos en las moléculas de ADN (que se muestran en este modelo en colores diferentes) transporta

toda la «información» necesaria pa ra cre ar )' mantener cualquier ser vivo, desde el microscópico pla ncto n ha sta el homb re.























































5. La vida: organización de los átomos





















































,;(¿uc clircrcnria cxisic rime uii elefante y un tallu de ruibarlx)? Si eonleslainos «muy poca», puede (|ue el leuden) nos mire con extrañeza, aun()U(í ésta es ])recisamenie la respiuísla (|ue tendría C|ue dar un científico moderno (|uc estudiase la vida. K1planeta plane ta Tierra es j)rol)<'il) j)rol)<'il)k;m k;mente ente el único ún ico del sistema solar epte mantiene vida. A pesar de su enorme variedad de apariencias, las formas de vida en la Tierra son sorprendentemente similares en su constitución básica. Ksta es la conelusión a (|ue han llegado, tras siglos de estudios, los biólogos; y, más recientemente, los bioc|uírnico.s (jue investigan la (juímica de la vida. Estos experimen tos lian datlo lugar a un enorme acopio de inlórinaeión acerca de (ómo se originan y funcionan las formas tem-stres de vida. La astronomía moderna ha abierto nuevos ctiminos al estudio de la vichi, lái primer lugar, los astrónomos y planetólogos han elaborado rápidamente una detallada imagen de la la formtición de la Tierrti, y en la actualichid pueden decir cuáles fueron las condiciones (|ue debieron existir cuando aparecieron sobre la Tierra los primeros seres vivos. Esto, combinado con los ]X)rm('nores sobre hi (|uímica de la vida, elucidados paulatinamente en la actiuilidad ]>or los biociuímicos, tiende a (|ue se n'suelva rá])idamenle el misterio del origen de la vida en nuestro planeta. Otra ntteva |)erspcctiva es la conlirtnación de t|ue muchas otras estrellas poseen planetas similares a la 'Tierra, por lo (pie parece muy improbtible cpic la vida se limite al nuestro. Muchos asin'inomos afirman cpie nuestra Oalaxia es fecunda en vida, y cpie s(')lo las inmensas distancias entre las estrellas nos mantienen a|iartaclos de nuestros hermanos del espacio. ¿Será semejante la vida en otro planeta? O bien, ,;sc basará en compuestos ciuímicos y reacciones totalmente

desempeña su projiio papel en el mantenimiento del organismo o de la ciudad a fin de (pie éstos funcionen de manera eficaz. Como veremos |X)steriormente, una vez cpie observemos el interior de las células la similitud rx'sultará aún más marcada. Por el momento, invi'stiguemos las sustancias (piímicas de cpic estamos hechos.

Las sustancias químicas de la vida Supongamos que pudiéramos descom|X)ncr un cueqx) humano en sus átomos y cxiraei' é;stos elemento a elemen to; la tarea sería ardua, ya (pie cada uno de nosotros está compuesto |X)r unos 1(P‘ átomos. Para emjx'zar, de.scubriríainos cinc más de la mitad, de los átomos son de hidrógeno, el elemento más sencillo. .Nuestros cuerjxis contienen tanto hidró.gcno ciue, si se encontrara en su forma habitual de gas, un globo lleno coii_esta_cantidad .sería cm]xízldelelíñ¿ajiu).s del suelo. El siguiente en abundancia es el oxígeno. I)ado (pie los átomos de oxígeno .son sesenta veces más pesados cpie los de hidnSgeno, hay (|ue atribuirles la mayor parte del peso del cuerpo, aproximadameiue las tres cuartas partes del total. l'd tercero es el carbono, cpie constituye una décima parte clcl peso del cnerjx), suficiente, si se encontrara en forma jiurti de grieto, pani suiniiiistrar mina a tres mil lapiceroic lapic eroic Y .a. .coniinuaci<')ii, .coniinuaci<')ii, el nitróge nitr ógeno, no, _el _el gas más abundante (le| aÚT, seguicU) por pequeñas canticlades de lósliiro, hierro, calcio, azuí're y otros elementos que eonstituyen una minú.scula [)roporci(')n del pe.so del cuerpo, pero esenciales para su buen funcionamiento. Eos cuatro elementos más importantes para la vida: hidn'igeno, oxígeno, carbono y nitrógeno, son también los más abundantes en el Universo (si excluimos el gas no





















































a istnl istnl ( k vitanmui vitanmui .1. smlancia química esencial para el normal normal Jmciu nam ienlo de las células humanas. Las sustancias í Vi

químicas implicadas en los pro ceso s vita les no dif ier en básicamente de las otras; únicamente son más complicadas.

leñemos ciuuro átomos de hidrógeno ligados a mi alomo cenlral de carbono; por lauto, H H - C - II II

manliene unidos a los átomos en una molécula y rige el curso de las reacciones que transforman una molécula en otra, son las interacciones entre los (deelrones (|ue se mueven en el cam|io eléctrico de sus núcleos, o st;a manifestaciones de la fuer/a (dectromagnétiea. Los átomos aislados, sin carga, tienen electrones sufi cientes como para ser eléctricamente neutros; los electro nes en órbita, cargados negativamente, igualan en número y cancelan a los protones del núcleo cargados positiva mente. No obstante, en muchos elenumtos estos electrones no llenan por completo las órbitas que les están permitidas por la teoría cuántica. Para completar estas órbitas, sin perder su neutralidad eléctrica, los átomos recurren a la estratagema de compartir electrones con sus vecinos. I.os átomos adyacentes se ligan entonces firmemente por medio de un par de electrones compartidos, cedido uno [xir cada átomo, y forman parle de una molécula. Ln el caso del sencillo gas metano ;gas de los pantanos)

II El carbono tient; cuatro electrones en sus órbitas más externas, pero las leyes cuánticas le permiten completarlas con otros cuatnt. Al compartir un electrón de cada átomo de hidrógeno, el átomo de carbono se encuentra rodeado por su número total |)ermitido de ocho electrones, y como cada electrón está compartido, la carga negativa media en torno al núcleo de carbono es sólo la e(|uivalenie a cuatro electrones. Un átomo de hidrógeno está completo con dos electrones, ¡xtr lo (|ue a cada átomo de hidrógeno del metano le basta con su pro|)io electrón y con uno ck; los cuatro del carbono. Los cuatro átomos de hidrógeno (|uc rodean a un átomo de carbono dan lugar a una configura ción muy estable, una molécula. Cada par de electrones compartitlos |3or dos átomos próximos constituye un enlace químico. Por tanto, el carbono puede formar cuatro enlaces; y el hidrógeno, uno. Las estructuras (áeclrónicas de los átomos de oxígeno y





















































diaimmk « uva forma drcarh om fniro eii la que los (¡tomos (¡tomos se encuentran encuentran firnu'menle firnu'menle ligados en una sólida red. por lo que es la sustancia sustancia más dura que que se

encuentra encuentra eu ta .Naturaleza. Ks le diam ante en bruto, ligeramente cotoreado jmr impure zas, está exactamente tal como se lo extrajo de la mina. mina.

La eslrnclura de otra form a de! carbono, el grafito. Las capas de átomos están únicamente ligadas cual las hojas de una j/ila de

jni/i el. j>or j>or lo epte epte el gr af ito es blando y se nnplea en la fab ric ac ión de minas de lapicero )' como lubrieanie.





















































(■(')mo so oonsdLiyen las coin|jlicadas inolóoiilas iiivolucradas 011 la vida y ante el modo oii (|iio registran los bioc|iiíinicos sus desciibrimiontos en Icnninos nizoiiablonioiuc sencillos. Xo es mora c:oinoidonoia el énfasis ptu;sto 011 los oompucstos do carbono, pues ésto (ís el ekmionto de 1 la vida. laiire los ciento y tantos elementos conotúdos, (^ carbono os único desdo el punto de vista (|uímico. Unica mente los átomos do carbono se combinan entro sí formando largas cadenas, extensos e.stjueletos de átomos a los (|uc |3ueden adlierirse otros para dar lugar a una enorme variedad de compuestos, lais moléculas mayores de las células vivas contienen vari(.)s miles de millones de átomos, y el hecho fundairu-ntal consiste en C|uc cada uno de ellos es importante para el buen desarrollo de la célula. Después de todo, un grano de arena constti de muchos átomc«, todos ellos dispuestos en una red bien pro|x)rcioiiada (¡ue constituye un cristiil; pero a pesar de su tamaño, la molécula gigante de.un grano de arena es muy sim[)le, ya (|ii(; consiste en una unidad básica constituida por un átomo de silicio y dos de oxígeno (|ue se repiten una y otra vez. Al contrario, a lo largo de las grandtts moléculas de una célula viva no se repiten disposiciones idénticas de átomos, sino (|ue cada parte de una molécula es diferente de las demás, y estas difereticias motivan la comiilejidad de un organismo vivo. Ditdo c|tie estos complicados com])ucstos de carbono se hallan en el interior de las células vivas, pero no se presentan Hiera de ellas en estado natural, la c|uímica di; los compuesstos de carbono se ha conocido tkssdt; siempre como c|uímica o r g á n i c a , denominación mantenida hastti la l(•^:ha. K1 gran número de leacciones ]Josibl(;s con los numcro.sos compuestos de carbono ha dado lugar a c{ue, en muchas universidades, la ciuímica de este único ele mento se estudie en un departamento de c|uímica orgáni

/ Vi e.xucUi modelo a escala de una diminuía sección de la molécula de la herencia, el M>.\. Los retorcidos cúmulos externos de átomos de oxígeno i rojos) e hidrógeno (blancos) señalan la

doble hélice del uesquelelo» del azúcar-fosfato; las unidades cent!ules azules r negras refresentan los grupos atómicos que transportan la información genétic a.























































I m

molécula de .1/>V efecliiatido mía réplica por divi.nijti de sin' dos hebras. Cada una atrae peque ñas mol écula s complementarias del fluido en el

c/ue están inmersas, que son soldadas por las enzimas y dan lugar a dos moléculas completas de AD.si, cada una de ellas idéntica a la orisinal.

del Univci'so, lo tnás probable es c|ue esté constituida poimoléculas basadas en cadenas de átftmos de carbono. La unidad de control de la célula Comencemos tuieslra investigacitin de la célula |oropiamente dicha por el centro, donde un pcqueñ(t cueqx) redondo llamado el núcleo (no conrundirlo con el núcleo de un átomo; actúa como la unidad de control de la célula. Ac|uí están almacenados los «cianotipos», cjue dan cticnta de cómo está construida la célula y de cómo tieneti lugar, en cuakjuier parte de la misma, las reacciones químicas que la mantitmen en funcionamitarto. El núcleo (•(xrrdina las actividades de la célula para asegurar su supervivencia y, a su debido tiempo, da la señal para ejue se reproduzca, lo epte ella realiza de la forma más sencilla {X)sible: dividiéndose en dos células idénticas, pero más pequeñas.

subsiguiemes. Por lanío, cada ruideo celular iiicluyc más inromiacióii de la (]U(; iiccx'sita par; i cJ í'uncionamicnto habitttal, y, teóricamente, es posible tomar cualquier célula del cuerpo, como el óvulo fertilizado pre.sente en la conctpción, e impedir su desarrollo. El resultado .sería otro ser humano exactamente igual al dotiante de la célula. En un controvertido libro americano se ha publicado reciente mente c|ue un millonario excéntrico había pagado a un médico para (|ue hiciera exactamente esto, y ([ue ahora tiene un hijo (jue es una «fotocopia» suya. Auntjue muchos científicos han denunciado esta pretensión particular, t;oncu(T(lan en (jiie esto (el pnx'eso se conoce con el noinbrc de donación) no es imposible con nuestros coiuxámientos actuales de los mecanismos celulares. Los «cianotipos» del núcleo de la célula se presentan en forma de una molécula bastante poco común, el ácido desoxirrihonucleico, un nombrt; incómodo dt; |rronunciar y c|uc los bioquímicos prefieren abreviar como .\t)N. Las moléculas, inmensamente largas, están arrolladas de for ma c|ue se acoplan fácilmente al núcleo de la célula. Si_ pudiéramos desenrollar todo t;l .\1)N' de una mita'oscónica mita'osc ónica célula humana v extenderlo, su loiuritud total sería de aproximadamente un metro. Pero ((cómo está registrada nuestra inlttrmación en la





















































Ar rib a: .Uicrololograjía eltrínítiiai de tm gen, la unid ad bá sic a de la herencia. Consiste en una larga molécula de IIX\ e/ae .se enrolla ¡¡ara reducir .su longitud e incrementar .su anchura.

:\bajo: Un e.se/neina e.se/neina del d el .ít).\ (¡ue muestra los apareatnienlu.s de los «dientes» que Iran.sl/ortan el mensaje genético, así como la doble hélice del «e.squelelo».

que los dos hilos ciindlados dcl cordón do una lámpara. Kslo supuso, realmeiuc, un alarde de imasrinaci(')n, ya que resulta imposible aiireciar directamente estos detalles en una moléc m olécula; ula; el AD AD.N(; .N (;ss una molécula molé cula demasiad de masiadoo estrecha como ¡tara (jue s<; la pueda ver con un microscopio convencional, c inckiso los electrónicos más potentes la muestran simplemente cual una cinta oscura. Crick y Watson necesitaban radiación de lotigittid de onda suíicienUanentc corta para cpie penetrara entre los átomos de la molécula. Los rayos X fueron la solución. solución. Sin embargo, las técnicas de difracción de rayos X no dan fotogra fotograbas bas claras de la molécula, sino una especie de Ibtograíía que iiay (]ue interpretar; algo parecido a lo cpie sucede con un holograma, un conjunto de j)untos aparentemente sin significado hasta cpit; se lo «interpreta» iluminándolo con un haz de láser. Watson y Crick se adelantiinni en }X)co a sus colegas a descifrar los resultados de los rayos X sobre el .\I .\I).Ny .N y su su hazaña mereció mere ció los laureles de la f ama, incluyen do un premio Xóbel. Una buena tuialogía para el AD.Nes la de una cremallera retorcida enormemente larga. Las tinis de tela de ambos lados cpie forman los dos cscjueleios cine .soportan los dientes se com|X)nen dt; grupos de átomos que se repiten.





















































K! mensaje ¡ênétia) del . 1/). /). V es exhaídó del núcleo de la célala AUS mensajero. En el po! el AU "cenlto de decodijkacióno, ¡¡n rihosoma. las moléculas de ¡mieina se a!>rupan por

intermedio de moléculas de .1/íV de Iransjerencia, que ajnirea las secuencias apropiadas sobre el . 1/ÍV mensajero: cada tipo de .1A’.\ de transferencia lleva un aminoácido dijerenle.

compancn) de entre los dientes «sueltos» que Holán en el núcleo; núcleo; si, por ejemplo, ejemp lo, el descu bierto es un T, recogerá a un A suelto; pero cada diente suelto estaba ligado a un segmento de esqueleto. Cuando se alinean a lo largo del AD.N abierto, unas pequeñas y activas moléculas denom i nadas enzimas sueldan entre sí a todos los segmentos de esqueleto, constituyendo de esta (orina una nueva mitad continua (]ue complementa a cada una de las semicremalleras existentes. Resultan así dos nuevas cremalleras }tor cada una de las antiguas. .Además, no hay lugar a error, pues cada diente se sitúa sobre un compañero determinatío ya t|ue la mitad de la nueva cremallera ha de ser un complemento exacto de la mitad antigua que se íbrma enfrente. Así, una única molécula es perfectamente apta para transmitir las instrucciones de la vida. i'cro ¿ct>mo se transmiten las instrucciones? La respuesta

exterior al núcleo, y la célula ha desarrollado una hábil manera de enviar sus instrucciones desde el .\I)N ;i los centros decodificadores, mientras este último permanece seguro dentro del núcleo: lo epte hace es enviar un ácido mensajero. Ll mensajero es una molécula muy ]tarecida al .\I)\, excepto en cuanto (|ue su es(|ueleto contiene un a/.úcar ligeramente diferente, ribosa, en lugar de desoxirribosa. Se denomina ácido ribonucleico o ,\RX (existe asimismo otra pequeña diferencia en la constitución (piímica de los «dientes», pero podemos ignorarla aquí). Para la salida de un mensaje, se abre un pequeño segmento del «cianotijx)» original origin al de .AD.N que atrae atr ae a los l os dientes compleme comp lementarios ntarios que forman parte del esqueleto de ribosa. E,stos están soldados soldados en una porción del .AR .ARN «mensaje ro» cuyos cuyos dientes se aparean con una minúsctda parte de la larga molécula de .AON. Cuando el mensaje está completo, el ARN mensajero se separa del ADN y se dirige hacia la parte exterio ext eriorr de de la célula, célula , mientr mi entras as que el .A .ADN vuelve a cerrar ese jxxpieño segmento, salvtiguardando su iníórmación vital.

La decodifícación del mensaje de la vida





















































res, pero aquí acaba su parecido con el ADN. Las unidades de una |)ro(oína están sim])lementc ensartadas |X)r los extremos, y muestran la sencilla apariencia de una ristra de salcliicltas en contraposición con la complicada estruc tura de (ísqueleto y dientes del ADN. Las «salchichas» individuales se diferencian asimismo de las unidades que constituyen los ácidos nucleicos. Se las denomina aminoácidos, y son grupos orgánicos íórmados principalmente ]X)r átomos de carbono e hidnígeno, pero con átomos de oxígeno y nitrógeno próximos a un extre mo. Lstos últimos son vitales, ya c|ue aseguran que los enlaces cjuímicos entre los aminoácidos tiue se; agrujtan cm proteínas sean resistentes, pero no tan fuertes como para no ser susceptibles susceptibles de camb ios. : Inciden talrnente , el térmi no «ácido» del aminoácido y del ácido nucleico no significa epu; éstets .sean sustancias particularmente cttrrosivas; sól(t denota una cierta similitud c|uímica con los ácidos fuertes.) Las células vivas contienen i'mieamenn; v(ánte clases de aminoácidos, |)cro cuando éstos están ensartados en órde nes diferentes y en cadenas de distintas longitudes, el número total posible de prouunas es inmenso. Virtualmen te, todos los procesos vitales son llevados a cabo por las

dccodiricaci(')n es descifrado de una fiinna sencilla: cada conjunto de tres dientes es el código de un determinado aminoá ami noácid cido; o; así, la secuencia secuenc ia CC' C C'l'l' ;cn el .\D .\DN original c|ue pasa a .ser GGA en el .\RN mensajero) significa «('I siguiente aminoácido cpic hay (pie añadir es glicina»; G TA significa «a ñad ir histidin a». El mensaje comienza comienza con una secu encia «i nic ial», ial », T.AC .ACl o GAG, y acaba con una «final», A I T o ATG. ¡Existen en la actualidad 6á fitrmas |X)sibles de disponer cuatro tipos diferentes de dientes en tríos, y únicamente 20 aminoácidos, |X)r lo (pie la célula ha incorporado «sinónimos»: por ejemplo, los cxxligos G l’A y GTG de la histidina.) Los trabajadores del centro de deccKlilicación son cortas unidades en Ibrma de I. de un tercer lijx) de ácido nucleico, llamado .\R,N «de tran sferencia». El extremo del del trazo largo de esta molécula (xi I, tiene tres dientes para (pie se apare,en con los del ARN mensajero, y el otro extremo tiene una estructura química que enlaza al aminoácido apropiado con su conjunto de clientes descu biertos. El .\R\ mensajero desliza lentamente su larga molécula por el pequeño centro de dix'odificaciém, y a medida cpie pasa, el .\RN de transferencia apropiado identifica cada gru|X) de tres dientes y se aparea temporal





















































E l aplicar es una Jnen ie jui leiu ial (le ener»íu i/ue se tihe m al arder en jnesenáa de im'i’eiw. ¡Ms célalas de los animales <<(¡ueman» a:jíear poca a poco m

mitorondrias de inirincada eslrncinra. eslrncinra. a Jin de snniinisirar snniinisirar esla enerpía a la lempera/nra del cuerpo.

los animales reciben su energía de formas diíérenles.

La energía de Itis células de los tmimtilcs procede de la comliustión del azúcar. La energía (|ue utilizamos provie ne principalmente de sustancias (|uímieas, como el azúcar ordinario, esté o no inelnido en nuestra dieta, o de la desettmposieión de moléeultts de grasa en la eélula. Y, rcíilrnente, se titUa de una combustión, ('.alentemos un terixin de azúcar en una llamti de gas; dcs|Dués de fundirse y earbonizar.se se habrá consumido completamente, trtmsfitrmándose en gas dióxido de carbono y vapor de agua, l ’na célula anim al absorbe azúctir y oxígeno del ('xterior, ('xterior, eonvirtiéndolos tatnbién en diétxido de carlxtno y agua y liberando energía, tumc|uc de una letrina menos especttieuliir. La dili'ieneiti entre (|uemar aztictir en tina llama de gas y cu nuestras células es sétlo una cuestión de tem|X‘ratura; pero, en eualc|uicr caso, la eombustiétn del azúcar suminis tra energía. Unti ttiza de azúetir C|ue .se encuentre en el aire a la temperatura del cuerpo no se convierte espontánea mente en dióxido de carbono y agua, ya cpie se necesita un cierto aporte de energía p;ua c|ue se inicie l;i reaeeiétn. T,sto lo podría Iftgrtir una llama, algo innecc.sario en nosotros Itorque nuestras céhilas disponen de enzimas que «que























































('ticrgía dd exterior, oltteniéndola a partir de la luz solar ]>or medio del casi milagroso proceso de la fotosíntesis. I.as pequeñas eeiitrales eléelrieas de las células de las plantas han de ser evidenUMnentc distintas de las de las células de los animales: una elara dirererieia se inanirtesia en el color. |Hies son las centrales eléctricas verdes de las ccMulas las que otoi»an a las plantas sti color característico. Una moléctila llamada clorolila absorbe li)tones de luz roja al comienzo TIcl proceso de lotosintesis, y la luz rellc)ada, luz blanca sin r()|o. pan*ce verde. dada fotón de luz ex|)iilsa un electrón de una moleettia de elorol elo rolila ila;; \- ésU' ésU' tiene stili st ilicie ciente nte cnerí»ía co mo partí desencadenar una serie de reacciones cuyo resultado íinttl

ser engañoso. Ll Sol es un objeto enorme y poderoso, pero realmente muy simple: un astrónomo podría consignar lodos los datos est'nciales acerca del Sol en una página, y con esta inittrmación íteóricamente) podría construir una cslndla idéntica. Sin embargo, la iníitrmación necesaria para obtener una célula microscópica llenaría varios lomos de una enciclopedia. Sin lálta de modestia, pode mos afirm ar (|u (|ue los los objetos obj etos m ás maravillos mara villosos os del l niverso niverso no son ni los cpiásars, ni los agujeros negros, ni los (|uarks, sino iKcsoiros mismos. Con esta perspectiva, retornaremos a nuestros orígenes: al eomii'iizo de la vida .sobre la Tierra.





















































El ¡iiimi’ ¡iiimi’i estadio de! cmim ioilo de una criatura comfdeja: ¡a célula célula Jert ilizad a se divide en dos. Este óvulo de rata se ha dividido a los dos días de ser

Je rt ií iz ad o, j una divis ión ¡Msterior transformará estas células en un ser vivo, una rala que nacerá en sólo 20 días.

El material hereditario humano está contenido en ios 4G cromo.somas de cada núcleo celular
únicamente 23. pm lo que un un óvulo fertilizado se complela con la mitad del de cada progenitor. / I esto se debe la variedad de la descendencia.

1





















































proloínas. Do una u otra forma, las uniclaclos básicas rio la vicia se habían reunido en el espacio durame la íiji inación del sistema solar, o ineliiso ames, en la nube de gas de la (|ue finalmetue se condensaron los pltmelas. No resulta dilicil com|)render cómo pudieroti haber aparecido sobre la Tierra moléculas orgánica s de de la com|)lejidad de los aminoácidos, o de los gmpos (|ite constituyen los ácidos nucleicos. Algunas pudieron haber sobrevivido a la caíeUi de los tneleoritos earbonáccos, mientras cpie enormes ctmiidades delxtn htilxxse sinleli/.ado a partir de la antigua atmeísfera volcánica. Segtíti el lti(X|tiímico Leslie Orgel, los ttntigiios océanos lueroti un «caldo prebiótico» t on l;i coitsistencia de un ligero caldo

una crisis. Después de haber ctmsumido ávidamente los ingredientes orgánicos del caldo cpic les rixleaba, no era obvio C|ue ttivie.sen otra fuente de alimentación, l nica mente ofrecía alguna esperanza el diétxido de carbono de la atmósfera y el disuelto en el mar. Ll desarrollo de la lótosíntesis salvó a las células vivas de devorarse entre sí hasta la extineiéxi, y por fin pudieron utilizar hi luz del Sol para transformar dióxido de carbono y agua en moléculas oigánicas, asegurándo.sc así una fuetite de eiuagía permtiueute. Sin embargo, el producto secundario de la lótosíntesis es (4 oxígeno, y a lo largo de miles de millones de años este «residuo» de las células de las plantas reemplazó gradtial-





















































Hacia lo mejor Kvidcmcmcntc, la vida ha dado un oran |Xtso adelante desde el día en Cjue todos los seres vivos eran eclulas microscópicas C|ue nadabtin en los océanos. I'osiles de plantas y animales de complejidad creciente comienzan a aparecer en rocas de hace unos cuantos cientos de millones de años, l.'na vez que las células liuhientn desarrollado la habilidad de agruparse en tanto (|tic oiganismo itluricelul:ir, aptireció sobre la 'l'ierra tina enorme variedad de dilcrentes clases de vida; animales, de.srle los in.scctos hasta los dinosaurios; y plantas como los gigantescos «heléchos» del carbonífero, cuyos restos fósiles se desentierran en la actualidad en forma de carbón.

mantctiidas por los científicos ortodoxos de entonces. El pro|)io Daivvin no había deseado iniciar una controversia, mas la amarga disputa religiosa y científica continuó durante décadas. Le fueron dispensados honores en todo el mundo, pero el único honor cpie recibió del (íobierno de la Reina V'ictoria fue el entierro en la Abadía de VVestminster. Por proceso de evolución, la vida surgió desde las células simples hasta llegar a las complicadas formas de vida actual. Hace tinos centenares de millones de años — época muy muy reciente en la historia de la l'ierra l' ierra , algunas células desarrollaron la sutileza de vivir en común constituyendo colonias permanentes. Fue ventajoso para





















































]3adrcs. No obstante, la diversidad de vida puede aereeentarse mezclándose el ADN de los jtadres, y el sutil proceso de la reproducción sexual se desarrolla de modo que las células de ambos padres se unen y se combinan para dar lugar a una única célula con caracteres mezclados. La «informaci «info rmación» ón» del del .A .ADN de cada cad a padre .sea .sea el color colo r de los ()jos ()jos o la altura altur a del del tallo de una planta pla nta tiene (|u (|uc competir en el núcleo de la nueva célula. A la ciencia de la genética le concierne el averiguar |)or (|uc ,se acaba seleccionando una unidad d(‘ información, un g en . en vez de otro. Con el advenimiento de los organismos pluriceltilares, Itrimero en el mar y luego en tierra firme, (|uedaba presta

Cuando los seres ¡¡lurieelulares evolucionan, las células adquieren Jun cio nes esj ícc iali zad as. ( hia célula nerviosa, que aquí aparece teñida y muy aumentada, tiene

largos jilameníos que transportan señales eléctricas hacia )' desde el cerebro. P'd propio cerebro es una vasta red de células nerviosas interrelacionadas.

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Sin embargo, ixua crieoiitrar vida alín a la nuesira debemos dirigir nuestra mirada fuera del sistema solar. En nuestra Galaxia hay unos cientos de miles de millones de

'/ mías ¡as aiaturas vivas deheu su existemia a ia i a vuerí^ía de la luz solar. Las ¡¡laala.r verdes se

solar absorbido ea el l>roeeso de la /olosialesis. Los aaiaiales








































































































li'igicas sobre la longitud de onda «apropiada» para el eonlaeU) por radio interestelar; es posible c|ue una eivilizalies

dominio de los planetas exteriores con velocidad suficiente como para no ser aít'Cladas por la gravedad solar. .Si se





















































Dos /tipoh’licas cokmias espaciales. Cada una es un cilindro hueco de T2 kdómetros

la luz solar es rejlejada por medio de grande s espejos. espejos. Una nave espacial similar equipada

encaja en las actuales teorías d(í los físicos. .\o resulta exagerado afirmar c|ue nuestra comprensiíin del Universo





















































K! micmcopio pone de manifiesto bellas simetrías a una escala mucho menor <¡ue la



















































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































En t'.sta l>iíí¡im. ahajo: El (iailifuo alemán del sifílo ■ V/. /.V Itermann non llelrnlioll:^ estudió lemas tan diversos como el 0/ 0 humano, las ondas sonoras

la eneií/ía. Calculó i/ue la cuerota graiitaloria del Sol i'wicamenle l>odria mantenerlo brillando durante 30 millones ele )'

con un chorro ele ,i>as helio, y en este gas se rasiretui los posibles indicios de arg(')ii. I'd insólito lugar elegido i)ara la instalaciíin del tancjue. bajo la iniiui de ovo ov o de Honiestake, se debe a la necesidad d(' proteger a los núcleos de cloro de otras rtidiaciones y partículas. Los 2.000 metros de techo de roca aíslan el taiK|ue de la llmia continua de rayos cósmicos núcleos y electrone elec troness muy rá])idos procedentes procedente s de las iJioftindidíules iJioftind idíules del del espacio esp acio , mientras mien tras cpie cpie son son práctieamente transparentes para los insustanciales neiitrinos. l'.sta experieneia, cpie puede i)areeer esotérica a primera vista y ([ue se eléctúa desde hace diez años, cotisiituye una eomprobaeiétn \iial de las teorías acerca de los ciclccs de \'ida de las estrellas. Ku los últimos ntarenta años, los astrofísicos han aliñado de forma notable sus teorías sóbre la evolución estelar, ) ya resulta posible dar cuenta casi con exactirtid de la tempcratitra y de las combinaciones de elementos en el centro de diversos tipos de estrellas, calcular cuánto ticm|5o permauecen cu cachi cliip;t de su cvolucicin y predecir cuándo morirá ilnalmente la estrella. De estos resultados teciricos existen pcx'tis comprobtieiones directas. l>a gama completa de radiaciones electromagné ticas (|ue recibimos de una estrella, desde los rayos X hasta, las ondas de radio pasando pasand o ])or la luz, prcn prcn icnc de sus capas superficiales y de su atmiisfera. Los neutrinos, por su parte, son emitidos directamente hacia el es|)acio desde las propias reacciones nucleares del centro. Los modelos teóricos de estrellas predicen cuántos neutrinos deberían producirse, )' el dispositivo de Da\is comprueba estos cálculos cuando se aplican a nuestra estrella local, el Sol. Los constructores de estrellas

Ln princi])io. puede resultar misterioso el cjue los astréinomos pretendan conocer algo acerca del interior de estrelhis remotas; después de todo, se las ve como meros puntos de luz incluso inclu so en los may m ayore oress telesc tel escop opios ios i a UK-no UK-noss c| c|uc se utilicen técnicas especiales:. Sin embargo, como \imos en el capítulo 7. el espectroscopio re\(-la los elementos ()ue componen las caicas más externas de las estrellas, y su espectro, o bien su color, nos dan a conocer su temjx-ratura su]X-rrici;tl. l’uede calcularse la luminosidad total si se conoce la distancia a (|ue está la estrella, y la masa sólo si es uno de los pttres ligados gra\itacionalmenie (véase ca[)ítiilo 2:. Con la ayuda de un gran ordenador, un astrofísico moderno puede construir un enorme i-íingo de estrellas «patrón» teé)ricas. Para ello simula una cantichid de gas de masa determinachi y una específica mezcla de elementos.

En esta l>rigina. arriba: Eos ordenadores ayudan a los astrónomos modernos a calcular el modo en que varían las estrellas con la edad. Eos resultados se refne.seutan en nu

gr áf ic o: este ejem fdo jume de manifiesto (fiara un (jo entrenado) cómo se altera un sistema doble de estrellas enando una de ellas se exf/ande al envejecer.

aplicar las conocidas leyes fie la física, de la misma l()rma (|ue cuando se calcuhi la trayectoria de una ))elota lanzada ;il aire. El Lfíiiverso debe ser, no obsttmte, la liltima piedra de lof|ue. l n modelo leé)rico de estrella |)uede no corres|)on«Ti

.1'6Í

9 H bL



















































(Icr cxaclainciUc al deseado para la esirella real, bien IJonjiie nuestras leyes físicas de laboratorio no tengan valide/ ]>ara el tremendo calor del corazón de la estrella, bien, simplemente, pon|ue algunos d(> los cálculos se hayan simplificado en exceso con el fin de obtenei' más sencillez y velocidad de cálculo, en detrimento de una respuesta exacta. La ])rimera de estas ¡losibilidades condu jo a una gran crisis cuando cua ndo ios físicos calcul cal cularo aron, n, a mediados del siglo XIX, la energía de salida del Sol antes de conocerse la energía encerrada en los núcleos atómicos. L1 gran científico alemán 1lermann von Helmholtz, supuso (lue la grav grav itación itació n era la l a única lúcr/a entonces entonce s cono cida capaz de mantener caliente al Sol durante largo tiempo. .\l contiaerse por su propia atracción gravilatoria, una nube de gas se calienta; pero un simple cálculo mostró (¡ue la energía producida únicamente hubiera permitido brillar al Sol, a su ritmo actual, durante 30 millones de años. Los geólogos indicaron (jue este resultado era imposible. La Tierra y, algo más importante, los fósiles indicadores de la vida en la Tierra, eran ba stante más antiguos. antiguos. Hasta la década de 1930 no se resolvió finalmente el problema, cuando otro alemán. Hans Hethe, dedujo las reacciones nucleares que pueden ocurrir en el ardiente núcleo del Sol, reacciones no contempladas por las leyes físicas conocidas en tiem|3os de Helmholtz. Los avances en la física de laboratorio han permitido que los astrónomos ex]tlic|uen la luminosidad de las estrellas; y los astrofísicos modernos pueden pueden pagar paga r la deuda al tra tar al L niverso com o un inmenso laboratorio, en el que el hombre puede apreciar los resultados de los experimentos propios de la .Naturaleza a uita uita escala imposible de alca nza r en la Tierra. Tierra. Los resultados .sobre los «experimentos» de la Naturale za en la construcción dt; estrellas pueden restimirse conve nientemente en las relaciones masa-luminosidad y tempe ratura-luminosidad iHertzsprung-Rus.scll), C)ue tratamos en el capítulo 2. .Ambas son la Piedra Kosetta de los «constructores de estrellas» humanos. L1 «modelo» teórico debe acatar estas relaciones, y también ha llegado a ser evidente por cpié la mayor parte de las estrellas se encuentran en la «secuencia |)rincipal», mientras que otras son gigantes rojas o enanas blancas. De hecho, los cálculos concuerdan con las relaciones demostradas para estrellas reales, y los astrónomos confían en que, si pudieran realmente penetrar dentro de una estrella, sus condiciones interiores coincidirían con los modelos teóricos. (ûizá sorprenda aún más, asimismo, la adecuada comprensión de los cambios experimentados ]jor una estrella durante su vida. Habida cuenta de que el rango de vida media de las estrellas puede oscilar entre un millón y 100.000 millones de años, tales cambios tienen lugar muy lentamente. De vez en cuando, los astrónomos han visto «encenderse» una estrella y empezar a brillar; o bien han contemplado la muerte súbita de otra, advertible ]X>r la ex]jiosión de una lejana supernova; pero, en general, las estrellas parecen invariables. Nuestra situación es semejan

l.a gran J^'ebulma de Orióii. I'olugmfiada l)or eí leleseo/)in de 5 metros de los Ohiervalorios Hale, es una nube de gas iluminada iluminada ¡m jóvenes estrellas estrellas que se han formado recientemente

en ella. (Copyright del Instituto de Tecnología de California y la Institución Carnegie de I I ashington. Reproducido con pe rm iso de los Obse rvator ios Hale.)

cómo evolucionan los humanos desde la infancia hasta la vejez. Similarmente, las morías de la (;structura estelar indican los cambios que podríamos esperar en una estrella cuando sus reacciones nucleares centrales convierten un elemento en otro; e, igualmente, yxTmiten adivinar las edades y las historias de la multitud de estrellas (|ue nos rodean, ineluvendo el pasado y el futuro de nuestro propio Sol. Sin embargo, antes de describir las etapas liindamentales de la váda de nna (tstrella, mucho mejor conocidas, es ocasión de retornar a su nacimiento, proceso hasta hace muy poco sumido en la oscuridad. El nacimiento de una estrella La «infancia» de las estrellas ha permanecido oculta a los c)jos de los astrónomos, sumida en las profimdidades de grandes nubes de gas y oscuro polvo. Las nubes de gas,



















































como la latnosa Nebulosa ele ()ri(')n. ocupan la mayor parte clel plano ele nuestra (íalaxia en rotaeión. Una nube interestelar es generalmente bastante estable, ya (|ue la presión del gas epie la intenta expandir dentro del gas más tenue epie la rodea resulta i'(|uilibrada por la fuer/.a de su |)i'opia gravitación. Pero el ec|uilibrio se (|uiebra .si la nube se comprime repentinamente, Cjui/.ás al estrellarse contra una de las nubes de gas de los brazos espirales cuando ilota alrededor del centro de la Galaxia, o, tal vez, al .ser alcanzada alcan zada por los restos <‘n expansión expansió n de la exjjlosicai de una stipernttva cercana. Kn cualciuier ca.so, la nube c|uecl;t aplanada cual una torta cósmica, y la gravitación se encarga de atraer al gas al intttrior de los trozos contraí dos. Cuando estos últimos se contraen, giran más rápida mente, obedeciendo la ley de conservación del momento angular que vimos en el capítulo 3 (al igual C|ue un patinador sobre hielo gira más rápidamente cuando enco ge sus brazos), hasta Cjue finalmente las partes se escinden y acaban formando condensaciones independientes. Así pues, se establece un cúmulo completo de «protoestrellas» contraídas, oculto dentro de los restos de la nube original. Kn los últimos años, los astiónornos escudriñan ya a través de las «cortinas de los criaderos de estrellas». Los rayos iníiarrojos y las ondas de radio pueden penetrar las

nubes d(> polvo, y los astrónomos ca])tan tihora estas radiaciones y «ven» las protoestrellas y sns alrededores. Las |)rotoestr(;llas contraúhis se callentan a medida (|ue su energía gravilatoriti se convierte en calor, tal como Helmholtz calculó para la «contracción solar» el siglo pasadti; y cuando la «superficie» en realidad, un cajtullo de poKo más espeso espeso en torno a la estrella aletmza una temperatu ra de unos cuantos cientos de grados, empiezan ;t brillar débilmen te. 1al como en un ctilentador eléctrico ;i tempe ratura similar, la mayor parte de la energía se emite como ladiación infrarroja (calor:. Los astrónomos han encontra do decenas de ca|tullos de estrellas inirarrttjas aeumuladas en el centixj de nubes como hi .Ncltulosa de Orión. Kn los últimos años sesentti, Kric Hecklin y Gerry Neugebauer descubrieron tnui estrella de inliarr()¡o paiticularmente brillante en esta nebulosa, detrás del resplan deciente gas y de las estrellas (jue innestrtin las líttogralias ordinarias. K1 objeto de Heeklin-Ncugcbauer es. con toda probabilidad, una ytrotoestrella a|)roximadamente unas diez veces más pesada cpie el .Sol, .Sol, \ diez mil veces más brillante, y, si no esttniera en la etapa de ca]tullo y oscurecida ptr el polvo, la veríamos como una de las estrellas más brillantes del cielo, l’or el contrario, el objeto de Becklin-Neugebttuer es invisible, incluso para los mayo res telescopios ópticos, y his ytiopiedades del inlrarrcjo sugieren (jue sólo una parte de un trillón de su luz visible puede escapar del capullo y de la nebtilosa tjiie le rodea. Los radioastrónomos no se muestnm menos excitados por estas noticias. Durante largo tiempo detectaron gas hidrógeno caliente próximo a las estrellas jóvenes, pero un examen detallado del espectro de radioondas de las densas nubes de gas reveló, recientemente, «líneas» de muchas moléculas. Gon anterioridad, sétlo se habían eneontradet en el espacio átomos sencillos (y átomos cargados eléctrica mente llamados iones,i, jtero hace ])oeo se detectaron cincuenta com|)uestos <|uímicos diferentes en las nubes interestelares, y la lista atimcnta cada año. Kstas moléculas .se forman a partir de átomos de gas soltre la superficie de los minúsculos gran os de polvo, \ éste las protege de la rtidiaeión ultravioleta (]ue normalmente disocia las mo léculas del espacio. .Algunas de las moléculas más grandes son sorprendentemente similares a las cpie se enetuaitran en las células vivas, y algunos científicos sugieren que estas reacciones cjuímicas interestelares |)tieden jugar un impor tante payael en el origen de la vida de los planetas que se hallan en órbita en torno a la protoestrella. Aún más inesperado resulta el t|ue algunas de estas moléculas se hallen (m pequeñas nubes que brillan intensa mente a las longitudes de onda de radio en forma de máseres naturales (el equivalente en radio a los láseres). Cada una tiene a])roximadamente el tamtiño de la órbittt de la fie rra rr a en toino to ino al Sol, Sol , y es alim alimenta entada da fX)r fX)r la radiación infrarroja de las protoestrellas próximas, com errida por medio de las moléculas de agua (H./): e iones



















































Las centrales generadoras de las estrellas 1.a U-mpcralura central de la })r()loeslrella aumenta eontiniuimente durante sn colapso; y cuando alcanza la colosal tcm|X‘ratura de diez millones de grados, empiezan las reacciones luicleares. l.os luieleos de hidrc'jseno ;protones: se fusionan de cuatro en cuatro para dar núek-ers de helio. ( 2)11 el lin de iniciar la reacción, los núcleos dehen chocar con fuerza suficiente como ¡xtra vencer la repiilsicMi debida a sus sus car cas ekVi ricas |josit |jositivas ivas «c ar ca s itfua itfuales les se rejielen» y, como la la tcmpe ralur a es una medida de la \elocidad de las panículas de gas, una temperatura suficientemente alta asegurará C|ue cermienza la fiiskin. I'.sta alta temperatura es el problema más .serio en el di.seño di.seño de un reac tor de fiisión fiisió n en la l ier ra. i Dado C|ue la fuerza nuc lear fuerte mantiene unidas a las partículas, la energía es extraída ])or la alta velocidad de los productos v por los rayos gamma. I.a razón de la pc'-rdida de energía puede apreciarse fácilmente si se considera la reacción inversa: se nccesit;irí;t una gran cantidad de energía para desccunponer un niic k'o de helio en dos protones y dos neutrones librc's; y una cantidad exactamente igual de enc-rgía se libera, por tanto, cuando los componentes de un núcleo de helio se unen. I'ista pérdida de energía de enlace, cpie tiene lugar cuando se combin an kjs núcleos, alimen ta a las estrellas. estrellas. Toda letri letrina na de eiK'rgía posee una cantidad de masa asociada a ella, según según la famosa famosa c'e c'eua uaci cic' c'm m de de I'ánstein, l i= m e - ienergía= masa x velocidad de la luz al cuadrado:, y la pérdida de c'iiergía significa c]ue cada núcleo de helio es únieamente el 99,3% tan pesado como los cuatro núck'os de hidreigeno que lo han formado. Una estrella tínica como nuestro Sol convierte masa en radiaeión al sorurendente ritmo de 4 millones de toneladas ¡por segundol 1.a estrella se calienta en el centro debido a la energía perdida por los los núcleos que se fúnden en él ;apart ;ap artee de la pec|ueri;i cantidad de energía transjtortada al es])acio (xir los esc|u esc|uivo ivoss neutr ne utrin inosi osi.. Los jtrinc jtr inc ipa les |rrodnctos |rrodnctos de la rc'acció rc'acción n -núc leos y partículas rápidas, y rayos gam ma no pueden dc.s|)lazarse k;jos sin encontrarse con partículas del gas de los alrededores; y ac|uí, la fiierza electromagné tica entre' ellas juega su papel moderando los residuos de la reacción e impulsando las partículas de gas a altas velocidades, kor tanto, la velocidad media de las partícu las se incrementa aumentando aún más la temperatura del ya sobrecalentado núeleo de la estrella. Pero, al calentarse, un gas aumenta la presicin C|ue c'Jerce sobre sus alrc'dedores tal como lo sabe cuakiuiera C|ue haya abierto una botella de cham pán caliente , y este exceso de presión presión en en el cc-ntro de la estrella se opone a l;i omnipotente atracción gravitatoria. 1.a estrella deja de contraerse, y el perfecto e(|nilibiio de las fuerzas la mantiene Inillanck) cemstantemente durante millonc's de años. ,;Y qué sucede con la cuarta fuerza, la fuerza nuclear débil:’ lambién juc'ga un papel fundamental, (kiando los cuatro núcleos de hidn'igeno se combinan ])ara formar un núclc'o de helio, dos de ellos deben cambiar de ])rotones a

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Flihaiíes. o Sieíe Hemtnui'r. M» M»! jdívnc.s se«ún ¡os ¡xilrimes astronómicos. Solamente tienen (iO (iO milluncs de añ os j están rodeadas ¡sor jirones de ¡a nehuio.sa en la que nacieron. Estas e.strellas, hriUanles )■

l>e.»idas, se ajutârán antes de que el Sol deje de brillar. ( Copyright del Instituto Instituto de Tecnolonta de Calijornia y ¡a Institución Carne"ie de \\'asliins.lon. Reproducido con per mis o de los Obse rvat orios H al e. )

lentas lentas cpie las reacciones nucleares liiertc's; y son necesarias en la cadena de reacciones de formación del helio para moderar la ráf)ida reuniiin de los núcleos de helio. Kn la llamada bomba «de hidréigeno». el explosi\'o no es hidiógeno ordinario, sino variedades más pesadas cuyos inicíeos contie nen uno o dos neutrones neutr ones ade más má s , del ])roté ])roté)ii; )ii; asi asi pues, como no hay necesidad de esperar el proeeso débil para generar neutrones, la fuerza fiierie lo arrolla todo: los núeleos se fusionan en nn cataclismo casi instantáneo. Si los protones pudieran eonvertirse en neutrones a un ritmo correspondiente al de la interaccié)n fuerte, el Sol habría estallado por sí mismo tan iironto como se liirmó, al igual ([110 una bomba de hidrógeno a escala cósmica. De esta manera, una estrella como nuestro Sol. f|iie brilla regularmente, es un gigantesco campo de batalla entre las fuerzas naturales. Por una parte, la gra\itacié)ii intenta contraería continuamente al tamaño iiiás pec|ueño posible, y ]X)r sí sola lo lograría en unos 30 millones de años, según la escala de Helmholtz. Pero la reacción liierte une lo.s núcleos en el centro de la estrella y libera energía por intermedio de la fuerza nucleai’ débil, l.as fuerzas



















































A ba jo : I m Nebulosa Eia Carina, una resplaruleciente nube de gas surcada por oscuras sendas de polv o. E st a fo to gr af ía , proc eden te de l Obse rvat orio

¡nteramericano de Cerro Totolo, en Chile, está salpicada por cientos cientos de estrellas, y cada una una de ellas es una central nuclear como nuestro Sol.

Las estrellas de la secuencia principal No resulta sorftrendcntc (]uc esta condición de equilibrio asegure el que todas las estrellas de fusión de hidrógeno, de igual masa, sean como gemelos idénticos con propieda des notablemente similares. Supongamos, por ejemplo, una estrella c|uc produjese menos energía cjue la aprojtiada para su masa. K1 centro se volvería demasiado fiío, y la menor presión del gas permitiría entonces cjue las llieiv.as gravitatorias comenzasen a contraer la estrella; esta con tracción calentaría el núcleo, y esta mayor temperatura aumentaría el ritmo de fusión nuclear con el correspon diente retorno a la producción normal de energía. Este magnífico sistema de realimentación asegura que las estrellas brillen, más o menos constantemente, durante el ticmjTo en que fusionan el hidrógeno en helio. El Sol se halla a aproximadamente la mitad de su periodo perio do de fusión f usión de hidr h idróge ógeno no de d e lO.OOO millo millones nes de años, pero, bastante paradójicamente, le .sobrevivirán estníllas menos masivas. Aun cuando estas estrellas tienen menos reservas de combustible, su menor gravitación les proporciona una temperatura central menor, y el ritmo de fusión es tan lento c|uc su provisión de hidrógeno les durará de hecho más cpie al Sol. En una nube de gas en colapso habrá protoestrellas de todas las masas, y los cálculos muestran que .sólo aquellas más pesadas (pie un veinteavo de la masa del Sol (cincuenta veces la masa de Júp Jú p ite r) alcanza alca nzarán rán una temp eratu ra central cent ral bastan te alta como para fusionar los núcleos de hichógeno. Una bola de gas menos masiva se calentará por contracción, |)cro nunca brillará por sí misma y terminará como un gran planeta, como un Júpiter más masivo. Ua predicción teórica cpiecla verificada por la estrella más ligera conoci da. Ross 614H, unas .setenta veces más pesada (|ue Júpiter, justo jus to por encima enc ima del lím i te. Eas estrellas más masivas son, correspondientemente, pródigas en su uso del hidn'igetio. Una estrella di(‘z veces más pesada cpic el Sol vive .sólo la milésima parte i'diez millones de años), mientras que las reacciones nucleares en su .sobrecalentado núcleo agotan el combustible de hidrógeno. Las estrellas más masivas son, como era de esperar. más luminosas (pie el Sol, y la relación calculada es muy similar a la relación masa-luminosidad [tara estrellas reales. La alta luminosidad convierte en inestables a las estrellas más masivas; el inmenso flujo hacia el exterior de fiitones, que transporta energía desde el centro, arranca sus capas más externas incluso en contra de la enorme atraccitín gravitatoria. Las estrellas más pc.sadas conocidas, como el superpesado par llamado estrella de Plask('tt, es alrededor de sesenta veces más pesado (lue el y se acerca a este límite superior. La teoría relaciona asimismo la luminosidad de una estrella con su temperatura sup('rlicial, y la predicción se corresjxmdi' adecuadamente con la secuencia principal del diagrama Hertzsprung-Russell. Por consiguiente, las estre llas de la .secuencia principal son estrellas de fusitán de









































































































/ ,í7 fm rk

capas más iiij'eñorcs de la atmósfera del Sol (fotagrajiadas aquí am luz de átomos de hidrógeno ¡ se distorsionan a

secueneia secueneia principa pr incipal. l. La mayor mayo r parte pa rte de la s ida de una estrella es em])leada en (iisioriar bidrógeuo, y, así, la mayoría de las estrellas (pie vemos en (d cielo son del ti|)o de las de la secuencia principal; al igual (pie la mayor parte de la gente (pie vemos por.las calles se baila por debajo de los bO años, sinptlemente porque un ser bumano vive más tiempo por debajo de los 60 (pie por encima. La concordancia entre los cálculos y las relaciones observadas de ma.sa-luniinosidad y temperatura-luminosi dad (Hertzsprung-Russeli; muestra (pie la teoría de la f'usuin de bidiógeno es iKistantc precisa, .\ntes de seguir las últimas eta|)as de la vida de una estrella, desptit’S de (pie alcanza el punto crítico en el (pie ya ha convertido todo su hidr(')geno central en bello, retornaremos a la única estrella de fusión de hidrógeno (pie |)odemos e.siudiar ai detalle.

un centro caliente y brillante de gas ascendente, así como bordes oscuros y fríos. |ior los que el gas desciende al interior del Sol (k'.spnt'-s de emitir parte de su calor, listos gránnlos de 700 kilómetros de diámetro están disptiestos en celdas más grandes de siiperg rániilos rániilo s ■30.00 30. 0000 kilóme tros;, observados en la parte más baja de la atmt'isfera del Sol con instrumentos especializtidos. X'eremos más adelan te (|iie estos supergránulos se relacionan íntimamente con el clima del Sol. Puede parecer contradictorio (pie hablemos de «siiperlicie» y «atmósfera» del Sol, \a (pie lodo el Sol es g;is (|iie m‘ vuelve menos denso desde el centro hacia afuera. Ln las partes más externas de l;i tenue atuKislera solar fluye gas llamado viento solar (jiie se extiende más allá de de la ('abita de Júpiter; por lo (pie podríamos afirmar, hasta cierto punto, (pie la mayor parle de los planetas se hallan en ('a’bita dentro del Sol. Sin embargo, estas capas más externas son extremaclainenie tenues y están más enrareci das (pie el nujor «vacío» (pie podemos producir en la fierra. La idea de una superficie definida es, de hecho, bastante razonable, pues las f()togralías vistas con luz ordinaria muestran (pie el Sol posee un borde muy tililado. Xiinca se debe mirar al Sitl directamente a través de un telescopio o de unos prismáticos, pues la coticenlraek'in de calo r puede dañar dañ ar los ijo ij o s de modo |X‘rmanente.) ‘rmane nte.) Ln la región de la superficie del Sol ifiilosféra), la densidad del gas disminuye miles de veces en sólo unos pocos cientos de kilómetros, y desde la 'fierra se lo \e como una delgada película. Por debajo de la fiilosféra, el gas del Sol es tan denso que se se s uelve opaco, opac o, mientra mie ntrass (pie jxir jxi r encima en la «alni(')slér «alni( ')sléra» a» e^ Iran.syiarente Iran.syiarente a la la luz.

st il m m de tina «ran jimlithemncM pue de al a m z ai (V/.ií un millüii de kilómetros pin encima de la superjieie de! Sol.

El Sol L1 suave y sonriente rostro del Sol |tintado por los artistas desde la antigüedad es una buena representación dcl modo en (pie (‘sie oculta la mayor jxirte de sus st'creto.s a las ¡ntcrrogantes de los astrónomos. Hasta (pie Raymond l)a\is comenzó a investigar investig ar los neutrinos neutri nos en 1968, no había f()i f()i ina direc di recta ta algu a lguna na de explo ex plorar rar .^ti oculto interior, y nuestro conocimiento de su estructiirti se Itasaba en su mayor parte en la teoría que tan correctamente desciibe las estrellas de fusión de hidrógeno. La energía del niicleo del Sol se filtra hacia el ('xterior muy lentamente, dada liitón individual se desiikiza sólo una fracción de milímetro antes de encontrarse con una partícula de gas y ser absorbido o es|)arcido, y, cada \'cz (|iie esto sucede, vanan su energíti y dirección. Ln el capítulo 7 vimos cómo el carácter de la radiación electromagiu'tica diitoiu'sj depende de la temperatura de la materia (pie la rodi’a. duando la energía se difunde hacia afuera desde el extremadamente caliente mieleo, el tipo principal de liitones cambia desde los rayos X hasta el ultravioleta, y hasta la luz \ásible, antes de (pie la energía

ms I ms

cansa de tos campos maguéticos. /.o s cam pos mu) fuer tes enfria n tos gases del Sol r originan las manchas solares oscuras.





















































El gas resplandeciente de esta prom promin inen enci ciaa visib visible le en el bord bordee del Sol muestra lagos en el campo magnético solar, tal como

el campo de un imán puede distribuir las limaduras de hierro que se coloquen a su alrededor en forma similar.

Clima magnético A primera vista, el Sol parece S(’r el simple balón de gas caliente que predice la teoría. Sin embargo, esto se debe al inmenso flujo de energía en la zona de la luz visible del espectro, C|ue emerge desde el núcleo y c|ue oculta completamente en las f()tografias ordinarias los fenómenos de la atrnósíéra solar. Si consideramos al Sol en términos de ondas de radio o de rayos X , o de las estrechas «líneas» del espectro visible procedentes de iones y átomos particulares, su clima se revela como un auténtico remolino de

Abajo: La atmósfera más externa del Sol, la corona, sólo puede observarse cuando la Luna oculta

el disco brillante del Sol durante un eclipse total. Este fue fotografiado fotografiado desde desde .Mia .Miahu huat atlá lán, n, México, México, el 7 de marg margoo de 1970. 70.

pesar del enorme tamaño del Sol, no es más intenso cpie el de la 1 ierra. No obstante, el gaseoso Sol no gira de forma seneilla, como ocurre con el rocoso globo terrestre; sus regiones ecuatoriales rotan más rápidamente que el resto, y esto «agita» el camyx) magnético arrollándolo en torno





















































I m .s auroras

son más frecuentes

cuando el Sol se encuentra en una época activa de su ciclo de once años. Los registros de

auroras brillantes a lo largo de la historia permiten que los astrónomos determinen la pasada actividad solar.

al Sol cual una fibra elástica. La capa burbujeante de convección, bajo la superficie, retuerce el campo en «.sogas» algunos cientos de veces más intensas que el campo general norte-sur. Estas sogas ascienden hasta los bordes de los grandes supergránulos, y muestran la atmós fera del Sol como un campo espigado cuando se lo fotografía con luz de hidrógeno. Las concentraciones magnéticas mayores producen las regiones activas, atrapando nubes calientes de gas en la atmósfera inferior y concentrando la tenue atmósfera superior superior dentro de las zonas de emisión de rayos X que se hallan encama. Incluso estos gases más calientes pueden enfriarse gradualmente y fluir bajo el campo magnético, dc.scubriendo mientras tanto el pasadizo llameante de una prominencia. Cuando campos magnéticos dirigidos cm sentido opuesto se encuentran, se aniquilan unos a otros en la furiosa explosión de una erupción. En el centro de una región activa, la parte más intensa del camjxi magnético da lugar al único fenómeno que muestran las fotografías ordinarias del Sol: las manchas solares. Las más grandes son reconocibles a simple vista a la salida del Sol, o cuando está algo nublado (insistimos en que nunca se debe mirar al Sol directamente), y eran conocidas por los chinos desde el año 43 aC. Galileo comenzó el esfudio científico de las mismas en 1610, y su

in.sistencia, en cuanto a que un Sol supuestamente perfecto era insostenible debido a las oscuras manchas, constituyó uno de los motivos que le acarrearon conflictos con las autoridades de la Iglesia. Una mancha solar es oscura únicamente [X>r contraste, ya que está «más fría» que el resto de la fotosfera; y «más fría» significa una temperatura de unos 4.000”C. Si pudiéramos aislarlas de la cegadora luz de la cercana fotosfera a 6.000"C, las manchas brillarían en un tono rojo anaranjado. Las teorías modernas demuestran que el intenso intenso campo magnético en las las manchas -algunos miles miles de veces el campo de la Lierra L ierra enfriar á de forma natural la superficie cuando pase a su través. Siglos de observación de las manchas solares han revelado c|ue su número visible oscila de forma regular en ciclos de once años. Cada once años, cuando el número de manchas es mínimo, el cam|X) magnético general del Sol cambia: el polo magnético N pasa a ser S por espacio de otros once años. Dc'spués de cada inversión, el nuevci campo general «gira» gradualmente, y, como consecuen cia de ello, empiezan a aparecer nuevas regiones activas, (con sus correspondientes manchas solares). Tras cuatro o cinco años se alcanza un máximo de actividad, pues los intensos campos magnéticos de las regiones activas en declive se han extendido sobre la superficie sola!' y empiezan a neutralizar el campo general. Después de once años han logrado invertirlo, y el ciclo comienza otra vez. El «cl im a » del Sol Sol nos nos afecta afecta Dado que nuestra Tierra se halla en órbita dentro de la atmósfera más externa del Sol, no resulta sorprendente que pcxlamos detectar desde aquí señales del ciclo de once





















































Durunk d si«lo si«lo Al //. F.urolm í u c sufrió imienws km rigurosos / d Tám esis se se. heló a su puso por ¡.oiiilres, )■los dwladuuos

Pista «peqiu'iia glaciación» se originó probahiemenle en la

La cosecha de uva en .zonas de viñedos, como la de Le

inactividad temporal del clima magnético del Sol.

I/wandou. en el .sur de P'rancia, depende de las buenas condiciones climatológicas, lis posible epie la

celeh celehru ruro ro'. '.ii fe ri as sobre el hielo.

calidad de las (mechas coincida con el ciclo de once años del magnetismo sotar, mediante su injhu ncia .sobre .sobre el clima terrestre.

A I ROE DESCR IPTION OF RLANKET RLANKET

]''A ]''A Í¡ii Í¡iip p o nrhc Rivc Rivc rTlumc s,jnthc ,jnthc timc timc o f tltlic grca grca t Fro llll .

Iiul«y«arotóurUvMJ,

años. Las ca|)as radionrllcnaiUes de la ionosfera terrestre se \cn alcetitdtis por el chorro de ptirtíeulas proeedeiite de l;is legiones acii\as del Sol; y. de este modo, la reta-pción de ondas de rtidio \an'a signiliettlivamente con el cielo solar. Los hermosos v resplandecientes velos de In/ de las atiroras boreales y australes son átomos de nuestra ittmósfent cuyos electrones han sido arrancados |)or i/artíciilas solares solares canalizadas por el campo cam po mattiiético m attiiético de la rierrtt rie rrtt . F.l número de auroras, así como su brillo, depende asimismo del ciclo solar. Los registros de atiioras se empleaban en el medievo |);tnt representar l;t aclividiid del Sol. siglos antes de c|uc las observaciones de las mtinchas scjlares se efectuaran con regultiridtid. No obstante, el ciclo de once años se maniliesta también en otras eirctmstancias más soiprendentes: la calidad de las cosechas de vino, así como el nñmero de cenitiries marcados en crif|uet de priment división, son consecuen cia del ciclo del Sol. Ll vínculo vín culo es el climti de la 1 ierra.

Durtinte el ptistido siglo \\ 11, toda la actisidad de la superficie del Sol se detuvo durante sesenta años, y la ternperaturtt de la Tierra descendió. Sólo eit 0,t)"C sobre la media, es cierto, pero lite sin emltargo suficiente como para dar lugar a iintt «niini» giaciíición: el 1árnesis en Londres, por ejemplo, se heló tinas diez \-cces en estos rigtirosos inviernos. Jo h n Lddy, del High .Altitude .Altitude ( )bservato )bser vatory, ry, (iolor;ido, (iolor;id o, ha investigado incluso más atrás, en la historitt del Sol. Comirarando los registros medievales de los lénómcnos relativos a la actividad solar con la cantidad de carbono























































I(i> úliimos 3.()( 3.()()() )() añ(js. la rara del Sol se lia iiiaiu ciiido ciii do millones de años. K1 reactor nuclear del Sol |)odría víiriiir inipci'Uirbablc, muclio más (|iir la snu illa hola de i>as de "]xTíodTcamentesu temperiiiuiit debido ;i eventiiíiles com los icói icos de las cslicllas. ILs una suerte t|ue \ivaEiios una binaciones del giis (|ue le rodea. .\sí |)ues, si se hubiera ('poca en la c|uc los campos ma,soneticos pimimos a la enfriado ligeramente hace unos cuantos millones de años, superficie solar d(;jcn escapar sus t'xhibicioncs de liicpos la tempertilura deducida del ex|)erimemo de neutrinos artificiales. debería ser realmente menor f|uc la predicha a partir de la luminosidad del Sol. Por otra parte, la tempeialuni íictual Los neutrinos perdidos más bajíi del núcleo causará uu ligero enfi iamienio de su Si se vuelve aún más atrás, la presencia de l;is grandes su]K‘iiicie. y, dentro de unos cuantos millones de años, un glaciaciones citando planchas de hielo bajaban bajab an desde desde los los cnliiam cn liiam icnto icn to de la l ierra. Si estti estti hiitóiesis hiitóiesis es correcta, polos polos hasta l;is l;is zonas templada temp ladass de la l ierra pudo haber habe r debemos esperai una glaciación mayor en el lútnro. sido el resultado de profundos acontecimientos sut'cdidos K1 Sol ha sido, sido , duran du rante te casi c asi .ó.O .ó.OOO millones mill ones de itños, un en el núcleo del Sol. Se han propuesto muchas ('xplicacio- magnííi mag nííico co proveedor prov eedor de calor cal or y luz luz, para la l ierra. U1 nes ptira estas giaciacioncs, y la U'oría astnaKÍmica actual iX|uilibrio entre las reacciones nucleares y la gra\edad en más aceptada supone lentos cambios en la direcci(')n de los el centro del Sol ha mantenido esta producción práctica pitlos magnéticos terrestres, así como en l;i fitrma de su mente constante durante mucho ticni|)o, y si bien alguiuts órbita. Una hipótesis eoniraria rehiciona l;is intermitentes pequeñas variticioncs han causado nnesiras glaciaciones, el heladas de la superficie de la l ierra eon el horno horn o nuclear nucle ar calor dcl Sol nunca varió tanto como fiara congehir del corazém solar; esto se ha comprobado recientemente com|ilel;un com|i lel;unentc entc hi l ierra o hacer herx ir sus sus océanos. Hasta como consecuencia del experimento de neutrinos descrito cierto punto, se ha tratado de una feliz, coincidencia. Las al principio de este capítulo. Uos |)rimeros resultados de teorías de la evolución estelar muestran (|ue el -Sol se I)a\is, anunciados en 1968, causaron consternaci(')n entre abrillanta fioco ;i poco, y C|ue en la actualidad es aproxilos astrónomos: el número de neutrin




















































Durante la fase actual ele la fusión del hidrógeno, los residuos de helio se acumulan en el mismo centro forman do un corazón muerto en medio de la rt;gión de (iisióti. Resultado de esta producciein de «escolia» es el aumento progresivo del brillo del Sol. Pero fiasta (pie el núcleo de helio no sea la décima parte de la masa solar, los efectos no seián evidentes. Kl modelo de ordenadoi" dernuestia (pie cuando el reactor de fusicin nuclear del Sol empiece a agonizar, la gravedad comenzará a contraer el núcU'o; |X'ro, auncjue parezca extraño, las capas más externas se expandirán. Resulta difícil explicar esta paradoja de liirma simple, pero los cálculos no dejan lugar a dudas en cuanto a cpie, cuando la mayor parle de la masa del Sol se acercpie paulatinamente más al centro, se producirá una expansión reciproca de su tenue (mvoltura más externa. I,as oh.servaciones de los astrónomos apoyan los cálculos de sus colegas, pues el cielo está colmado de estrellas gigantes cuyas propiedades demuestran cpie se encuentran allende la etapa de fusión del lúdixígeno. A difidencia de estas estrellas, (pie muestran una secuencia clara cuando sus propiedades se representan en un diagiama Hertzsprung-Russell, las gigantes fiirman una abigarrada multi tud. Una estrella de fusión de hidixígeno que, por ejemplo, tenga la misma temperatura suj)erfieial que el .Sol, debe mostrar aproximadamente el mismo brillo, la misma masa y el mismo tamaño, idénticos en todos los aspectos. ,'\hora bien, si atendemos a estrellas gigantes con tempera tura igual a la de la supedicie solar, no } 5odcmos establecer ningún modelo: unas son diez veces más grandes y cien veces más brillantes; otras son más grandes aún, y, en consecuencia, más luminosas, sin hablar ya de las enormes estrellas supervisantes diez mil veces más brillantes. La mayoría de las estrellas gigantes tienen supcHicies más frías cpie la del Sol, y habitualmenie se las denomina

tal del núcleo dependen de la masa de la estrella y de su edad, y éstos son los factores que deciden su tamaño, su temperatura de superficie y su brillo. De este modo, una gigante con una superficie caliente al rojo a 4.000*>C, que brillase 30 veces más C|ue el Sol, sería, bien una estrella un 252„ más pesada que éste y con una antigüedad de L(X)f) millones de años desde C]ue su provisicín de hidrógeno central se agotó, bien una estrella del doble de esta masa v cuya «crisis de energía» tuvo lugar hace scílo 30 millones de años. Así pues, las ¡íigantes rejas permanecen inescrutables con sus enormes envolturas, c|ue ocultan el estado de sus núcleos. A diférencia de las estrellas de lúsicíii de hidixítíeno, residta difícil poder afirmar algo sobre la edad, la masa o el interior de una gigante roja o una supergigante estudiando la luz prcjcedcnte de ella. Entonces, para tener una referencia deftemos contal' con los cálcidos teóricos del oi'deiiador. Se esjx'ra (pie (pie estas predicciones -s ob re los tipos de estrellas gigantes y sus cifías respectivas coinci dan satisfactoriamente con las observaciones de estrellas n'ales. Así, |X)dremos retornar al futuio del .Sol seguios de que nuestro modelo de ordenador constituye una guía lazonablenK'ute fiable. Cuando su núcleo empiece a ser una escoria de helio que se contrae, y su envoltura más externa comience a crecer, aún (piedará una estrecha zona en torno al núcleo donde puede continuar la lúsiéin de hidréigcno. De esta manera, el Sol puede todavía radiar energía; y la contracciéin del núcleo bajo la influencia de la gravitación también creará calor. De hecho, cuando el ,Sol alcance su «crisis de energía», de acuerrfo con los cálculos aumentará su enei'gía total radiada. El aumento de brillo del Sol en expansión será entonces mala señal para los planetas interiores. Einalmente, dentro





















































¡MS ^laciadonei terrestre!,, en las que bloques de hielo descienden desde los polos hasta zonas normalmente templadas, pueden

ser consecuencia de cambios per iód ico s en la s reaccio nes nucleares del núcleo del Sol.

interior solar tendrá entonces una estructura parecida a una ccixjlla. Las capas exteriores no se habrán modifica do desde la formación del Sol, y eonsistirán fundamental mente en hidrógeno. Más adentro habrá una delgada concha, en donde el hidrógeno esté suficientemente calien te como para fusionarse en helio; y, dciUro de ella, otra de helio inerte. Exactamente en el centro estará la nueva región de reacción, en la c|u<’ el helio se hallará bastant<' caliente como para su fusión en carbono; y desdi! a(|uí se filtrará la energía hacia afuera para mantener al Sol ante su atracción gravitatoria. En esta última etapa, los cálculos comienzan a ser inciertos. Las líneas maestras están claras, pero resulta difícil predecir cantidades exactas. El Sol aumentará probablemente hasta su tamaño máximo en menos de cincuenta millones de años desde el comienzo de la fusión del helio, y los últimos cálculos muestran (|ue no será

mucho más grande ejue en su anterior etapa de gigante. La su[jei-ficie del vSol, mucho mayor que la órbita del entonces sumergido y ya no existente Mercurio, [)uede amenazar a Venus; pero la ’l'iena, con mayor óibita, se mantendría fuera de peligro. Nuestro planeta volvería a secarse, y cual(|uier superviviente de la especie humana se enfrentaría entonces a otra amenaza: las capas más externas del Sol se volverían inestables y serían despedidas al esjjacio en forma de grandes conchas de gas, portando cad a una u na de ellas ellas un |X |X‘queño ‘queñ o porcen por centaje taje de la m ateria del Sol. Después de decenas de miles de años, la mitad del gas solar se perdería de esta manera, dejando al diminuto y caliente núcleo solitario en su viaje por el espacio. Los astrónomos conocen bien estas conchas de gas en expansión que rodean a algunas pequeñas y calientes estrellas, y que aparecen como diminutos discos luminosos en un telescopio pequeño, cual débiles luces o distantes planetas: fx>r ello, el gran astrónomo de inicios del siglo XIX, sir VVilliarn Herschel, las denominó, erróneamente, «nebulosas planetarias». En un principio músico, Herschel era aficionado a la astronomía, lo que le llevó a descubrii' accidentalmente el planeta Urano; esto le valió una pensión del rey Jorge III. Junto con su hermana Carolina observó el cielo cada noche clara durante cuarenta años; uno de sus grandes proyectos fue la clasifieacié)n y medida de las posiciones de variados objetos «difuminados» —nebulosas en el cielo. cielo . En la actualid actu alid ad se conocen cerca de un millar de las nebulosas «planetarias» de Herschel, y los astrónomos modernos las inter|)retan como una evidencia del final agótiico de las estrellas parecidas a nuestro Sol, que terminan sus vidas no con una gran explosión, sino con un vago C|uejido. Enanas blancas El núcleo central del Sol estará entonces efectivamente





















































l mi foldviíijía de gran aumento de la estrella «¡«ante Arturo, tomada ¡mr Richard Scaddan con el telescopio Isaac .Mavton. I m s distorsiones se deben por entero a la atmósfera terrestre: pero con una nuera técnica, llamada

interferometria de spechie, un ordenador puede eliminar estas distorsiones i mostrar algunas estrellas gigantes próximas como discos con regiones luminosas r oscuras, o sea como estrellas punt uale s.

se mueven más rá|)idainente, y los empellones y el rá|údo tno\imiento de los mismos suministra la |)resión para mantener la estrella. Ea gravitación cpiedíi, ;tsí. equili brada. Eos núcleos en la estrella no resulttm alccttidos por esta gran comprt'sión, ya que la longitud de onda de una |)orción de materia es inversamente projiorcional a su masa, y los núcleos son miles de \eces más pesados (pie los electrones: tienen espacio suficiente y se mueven sin im|)edimentos. Teóricamente, es posible cpie haya enanas blancas de carbono, de hierro o de helio: en cada caso los núcleos, tíin im})ortantes en planetas y estrellas, no propor cionan sino cargas positivas epte contranestan toda la carga eUxtrica de los electrones, encargándose del «tnibajo del burro». E.ste estado se conoce con la denominación de materia degettercula (y de ello deriva el (pie algunas publica ciones t(xnicas tengan títulos que pueden parecer extraños a los no astrónomos: el astrolísico americano jereniiah Ostriker, por ejemplo, ha escrito un trabajo sobre «las recientes investigaciones en la teoría de las enanas dege neradas»;. El apretado paeptete de tina enana blancti se sitúa más íillá de ntiestra comprensión: una erianít bhuica tíjiica contiene tiproximadameme dos tercios de la materiti del Sol, pero comprimida en una esfera tan petpicña como la rierrtt; o sea materia tin millón de veces m;is densa (pte el agua: de este modo, un dedal de ('nana bliuica deltería pesar una tonelada. Además, debido a la naturaleza |x-culiar de la (iierza tpte mantiene a las enanas blancas, las de mayor tmisa son más pc(]ueñas (pie las más ligeras. ■Mayor masa significa mayor atracción gravittitoria, así como más electrones obligados a moverse con mayor rapidez a efectos de acortar su longittid de onda. Estos





















































¡•'inalmetiU;, el Sol se eximiulirá liaslo convertirse en una estrella gi ga n te ro ja , con im cen ten ar de veces sv tamaño actual. .Mercurio, el planeta más

interno, se evaporará cuando esté inmerso en las capas más externas de! Sol, y la superficie terrestre se cocerá en .
eirá núcleos de hicno. Kn este estadio ckí supcri>igaiUe, la estructura de la estrella es aún más «parecida a una cebolla» t|ue la del Sol en el estadio de gigante. Pueden distingtiirsc cinco captts diferentes: un nttcleo de hierro; eonchas sucesivas de silicio, carbono y helio y sus elemen tos afines; y una envoltura exterior consistente fundamen talmente en hidnigeno. lintre las capas hay «conchas» de fusión en donde los niicleos de cada capti superior se fu sionan y caen a la inlcrior. La energía total emitida por la e.strella |jroviene de las distintas reacciones epte tienen lugar a profundidades diíerentes. Ahora bien, el paso de «combustible» a «residuo», para ser empleado nuevamente como combustible a mayor temperatunv, no puede durar siempre. .Muchos de los grandes núcleos son inestables debido a la repulsión eléctrica entre sus protones; de este modo, la fusión de núcleos de hin-ro para dar lugar ;i otros elementos más pesados resulta tarea difícil, |Hies no sólo no produce ningtina energía, sino (|ue necesita tomarla. El núcleo de hierro se enfrenta así a una crisis bastante diíérente a la exfterirnentada con anterioridad por la estrella: ahora no hay forma de producir un llujo saliente de energía, y la inexorable gravitación comprimirá la estrella en tma secuencia irreversible haciéndola cada vez más f)ec|ueña, cada vez más caliente. Alguien debe ceder, y, finalmente, el núcleo de hierro

renuncia a esta desigual lucha. El aumento de temperatu ra implica (|ue los núcleos individuales se muevan más ríi|)idamenle, por lo t|ue sus colisiones se hacen más violentas, hasta c|ue literalmente se escinden en diversas partes. Eos fragmentos son núcleos de helitt; pero hay un precio (|uc pagar. Dtuante la vida de la estrella supergigante, ésta había fusionado laborio.samente los núcleos de helio en otros sucesivamente mayores, radiando hacia todas partes el exceso de energía producido en estas reacciones. Cuando los núcleos de hierro .se escinden, tienen c|uc restaurar la pérdida de energía, y ésta sólo puede provenir del movimiento de aquellos. Así pues, los núcleos de helio resultantes tienen menos energía de movimiento (|tic los de hierro, y tampoco pueden mante ner al núcleo. Eti gravitación lo comprime cada vez más drásticamente, la temperatura sube más nipicUimentc, .se desintegran más núcleos de hierro y, como re.sultado, el cortizón de la estrella pierde protección y se colapsa con mayor rapidez. El fin ha llegado: el núcleo se precipita al colap.so. E;i agonía mortal de la estrella se ha mantenido oculta al Universo exterior debido a sn inmensa envoltura gaseosa. Pero el secreto no es tal durante largo tiempo. Ea desintegración suicida de los núcleos produce un vasto flujo de neutrinos desde el centro de la estrella, y un astrónomo en un planeta próximo a la supergigaiite diagnosticaría, estudiando dicho flujo, el final de la misma. Pero la mayor parte de la inundación final de neutrinos es absorbida por las capas intermedias de la pro|)ia estrella; y la energía que ellos transjtortaban eleva y hace volar las capas más exteriores con una tremenda ex[)losión conocida por los astrónomos como de tipo supernova II.























































Salida del Sol en el año 6.000.000.000 dC. El Sol sale como gigante roja sobre una Tierra chamuscad chamuscadaa j desolada.

leñemos aquí un primer ejemplo de la interacción entre la física de partículas y la astrofísica, en los límites del conocimiento actual. Los primeros cálculos efectuados indicaban que la mayor parte de los neutrinor fluiría a través de la estrella sin afectar las capas exteriores, y que la envoltura de la estrella sería atraída por la gravitación. Por su parte, los astrónomos sabían que las estrellas supergigantes explotan, y la única causa posible parecían ser los neutrinos del centro. La contradicción podría

resolverse ahora, pues las reacciones de «corriente neutra» previstas por la teoría unificada de las fuerzas electromagnética-débil de VVeinberg y Salam, producirían fuerza suficiente c:omo para detener a los neutrinos dentro de la estrella. Lxjs teóricos trabajan todavía en los cálculos específicos, y es probable que el desconcierto de los astrónomos para explicar la violencia cósmica de las explosiones del tipo supernova II pueda remediarse con las últimas teorías y descubrimientos en el dominio de las partículas fundamentales. La enorme concha de gas que explota en el espacio contiene tanta materia como varios soles, su expansión es de unos 5.000 kilómetros por segundo segundo y continuará expan diéndose durante quizá medio millón de años, barriendo mientras tanto el tenue gas interestelar. Este aumento gradual de su volumen retardará la concha en expansión





















































(los restos de supernova) hasta, finalriicnte, confundirse con el gas interestelar cual un anillo de nubes más densas. Sólo recientemente han comenzado los astrónomos a estudiar los restos de sujíernova al detalle, ya cjue única mente unas pocas emiten luz visible. Sin embargo, los radioastrónomos pueden captar con facilidad sus señales, y en los últimos catálogos aparecen como un centenar de estos andrajosos fantasmas de estrellas muertas. La joven ciencia de la astronomía de rayos X promete obtener más revelaciones, ya que el gas de las conchas brilla con mayor intensidad a estas longitudes de onda debido a su muy alta temperatura de millones de grados. La inmensa velocidad de las conchas en expansión calienta el gas que ellas barren, de la misma forma que el air<- que coge la cabeza de un avión suptu'sónico se calienta por la veloci dad de este. Los restos de supernova son de vital imjx)r-

tancia en nuestra Galaxia, ya que una estrella masiva es como un ave lenix ctdeste; de sus «cenizas» en expansión nacen nuevas generaciones de estrellas. Sigamos ahora el ciclo completo. Al examinar el naci miento de una estrella y el de un planeta— , descubri descubri mos cjue una nube de gas en el espacio podría ser comprimida por los restos de una supt;rnova en expansión. .'\lgunas de las estrellas que nacen en este cúmulo serán estrellas pesadas que explotarán dentro de 10 millones de años; sus restos en expansicin volverán a comprimir las nubes de gas que hubiere más allá, y comenzará una nueva generación de estrellas. Al devolver sus ga.ses a la «comunidad» interesttdar, las supernovas pagan su deuda con intereses, ya que enritjuecen la Galaxia con elementos «pesados». Las concha c onchass C[ C[U(; han explotad exp lotad o transportan elementos como el carlnmo y el silicio que se habían Ibrmado en el ardiente interior de la estrella, y los esparcen a través del espacio. Kn el f)rincipio, según creemos ahora, nuestra Galaxia sólo consistía en hidrógeno y helio. Los demás elementos se fabricaron en el profundo interior de las estrellas y, más tarde, fueron expulsados es]3ecialmentí; por explosiones de sujjcrnova. De esta forma, las últimas generaciones de estrellas, corno nuestro Sol, contienen un 2 % de elementos





















































/.« .\'(énlosí¡ Jléíi.x, en Áqu Á qu ariu ar iu s. e í una con cha de g a s expulsada desde la estrella del centro. centro. ( E l resto resto de las estrellas .se halla en primer término, o bien bien en en el fon do.) Ta les nebulosas parecen discos de

pla p la n et a s cuand cu and o se ob ser va n en pe qu eñ os tele te le sc op io s, y han ha n recibido el erróneo nombre de «nehulo «nehulo.sa .sa.s .s plan etari as» . EotograJ't'a de los observatorios .Monte .Monte W'ils W'ilson on j Palom ar.

sugerido posililes res])ueslas allá por 1930, cuando la teoría soltrc la evolución de las estrellas estaba en su iníancia; pero la confirmación experimental de sus al pareeer lántásticas ideas tuvo qtie es}X‘rar a la nueva astronomía de los años 1960 y 1970. Kn el otoño de 1967, en un lugar cercano a Cambridge, Inglaterra, Antony Hevv’ish y su eciuipo construyeron un imevo tipo de radiotelescopio con el propósito de investi gar detalladamente las petjueñas fuentes de radio situadas más allá de nuestra propia Galaxia. Este revolucionario telescopio no es un ejemplar de plato corriente: demasiado grande para ser seguidor, recuerda un campo lleno de alambres de tender la ropa. Utiliza, como componente vital, el chorro de partículas eléctricamente eargadas procedentes del Sol; el «viento solar». Cuando éste silba al ytasar por los planetas, sus diminutas irregularidades

fuente «jKupadea». Esta es realmente una acertada defini ción, pues el efecto es muy similar al de las pecpieñas irregularidades de la atmósfera terrestn- qtie hact'u «par padear» la luz de las estrellas. Hewish, por cierto, se jacta de que los astrónomos ó|)licos no entendiesen [)or comple to el parpadeo de las estrellas hasta (|tu' los radiftaslrónomos no efeettiaron los cálcidos jtara las ondas de radio en el viento .solar. Ea cantidad de |)ar|tadeo (jtie vemos dejtende del tama ta ma ño a|)arente de la l a fuente fue nte lejan lej anaa (a esto se debe el C|ue los jílanetas ixtrpadecn menos (pie las estrellas), y el telescopio de Hewish fue diseñado para detectar los detalles del parpadeo. Pero, simplemente por ser el primer radiotelescopio sensible a los cambios rápidos de brillo de una fuente de radio, el instrumento de Cambridge se encontró con re.sultados totalmente inesperados. Entre el cúmulo de registros de las fuentes «parpadean tes», tina de las estudiantes de Hewish, Jocelyn 1^11 (ahora doctora Joeelyn Hurtiell :, advirtió tino (pie no encuadraba. Una (tjeada más yirofunda rt'veló el por cpié. En vez de parpadear erráticamente, esta fuente lo hacía de forma regular, una vez cada 1,337 segundos. F ácil mente podría podría haberse tratado de tina interferencia humana, pero obser





















































I nu eslrdln sHpersîgauk « lu i'ld i'ldfH fHii Jh m l di' di' hi vida de timi timi estrella masiva: las reaceirntes mideares han creado conchas

elemen tos. F ina lme nte ,
concéntricas de diferentes

en una explosión de supernova.

. [bajo : ¡.os ¡rases arrojados por una supernova arrastrarán el gas inlerestelary lo calentarán hada unos lO.OOO.OlXPC. lisie gas emite copio.sainente rayos A', )■ e.Kta fotografta en .seudocolor

repre.senta la emisión de rayos A’ de.sde Cas.siopeia .1. los restos de una snpernoca de 300 años. (Otras fotografías, en pp. UUi-l.j Basada en datos obtenidos del satélite Copernicus por Charles. Culhane y Borken. lundatiirnuilim'iur hklu't^riio

4'tm<'h:i h:i (Ir lusióii d r li¡ilio i;rn () luritM h('li<^ li<^

Itrli»

rimdamrnialmrnU' rai'lxino i 'o i i i 'I m

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ümdamruialinrmr xilino (iinrlia (Ir lusióti ilr (-ariMinn •(oiina silirii (Oiirha
N’i'ii\oliiira i'ii\oliiira más i-stm ia .arrancada |)mi lo% nrimiHii'

loinui liini

^luiKlainciiialmcntr hiri III III





















































Dos vistas del centro de la Nebulosa del Cangrejo que muestran el púlsar. Por medio de

de estrellas, pero el púlsar del Cangrejo .se halla tínicamente

una técnica estroboscópica, las

«en» la fotografía de la derech a: es un fa r o cósmico cuj’ cuj’o

dos imágenes están separadas por ¡¡(iO de segundo. En ambas se

haz gira cada I¡3() de segundo. Fotografías del Observatorio

pu ed e id en ti fic ar el mi sm o fo n d o

Lick.

no podía estar moviéndose en órbita alrededor de otra estrella: no era un faro establecido en un planeta. Esto pareció excluir un mensaje interestelar, y Jocelyn Bell confirmó que el caso tenía un origen natural cuando investigó invest igó los registros y des cubri cu brió ó otros otro s tres púlsars pú lsars m<ás débiles. Era excesivo suponer que cuatro civilizaciones diferentes procurasen vincularse con la Tierra simultáneamente. Cuando las observaciones mejoraron, llegé) a ser obvio que la gran regularidad de los púlsars únicamente podría ser causada por el giro de una estrella muy pequeña y densa, incluso más pequeña que una enana blanca. Sé)lo había un candidato posible: la estrella de neutrones. En 1932, menos de un año después del descubrimiento del neutrón, el brillante físico soviético l.ev Eandau predijo que la Galaxia puede contener estrellas constituidas totalmente por neutrones. Tal como las enanas blancas se

menores y pueden empaquetarse mucho más pré>ximos entre sí que aquéllos. Aun cuando una estrella de neutrones tiene sólo unos cuantos kilómetros de extensión, contiene tanta materia como el Sol: una cabeza de alfiler de materia de una estrella de neutrones pesaría un millón de toneladas. En 1933, dos astrónomos americanos, VValter Baade y Fritz Zwicky, .señalaron que las estrellas de neutrones podrían formarse a partir de los núcleos sin explotar de supernovas. Cuando el núcleo se colapsa en la etapa pesada de enana blanc:a. los electrones están obligados a acercarse más de lo «permitido», y su único remedio es combinarse con protones para formar neutrones. En este caso extremo, los neutrones .son las partículas más estables, pues no resulta posible una desintegración en protón y electrón debido a (jue no hay espacio que el elec:tión pueda ocupar. Durante cuarenta años, las estrellas de neutrones quedaron relegadas al remanso de los astrofísicos. Incluso si existiesen, pensaban los astré)iiomos, serían demasiado débiles como para ser detectadas. Sin embargo, con el descubrimiento de los púlsars se recuperaron y desempolvaron las viejas teorías; y una estrella de neutrones en rotación había de ser la respuesta al misterio del púlsar.























































¡M JS'chulosa del Cangrejo está constituida por los restos de una estrella que vieron explotar los chinos en el ario 1054 dC. í.as capas más externas tienen forma de filamentos retorcidos, lo que

ha dado el nombre a la nebulosa, y el núcleo núcleo de la estrella original se ha colapsado hasta llegar a ser una estrella de neutrones neutrones o un pulsar ( véase tas fo to g ra fí a s an te ri or es ).

los «destellos» o «pulsas» de esta señal de radio tal como el marinero ve la secuencia regular de los destellos de la luz del faro. La vindicació n final llegó en 1968, cuando los radioastrónomos descubrieron un pulsar en la famosa Nebulosa del Cangrejo. Esta extraña nebulosidad fue bautizada así

inmanejable telescopio, que, sorprendentemente, fue el mayor del mundo durante 72 años, hasta que se instaló el Hooker de «100 pulgadas» pulga das» en 1917 en Mon te VVi VVilso lson, n, bajo los claros cielos californianos. Las fotografías modernas muestran la retorcida nebulosa mejor de lo (|ue puede apreciar t;! ()jo con cualcjuier telescopio; y, hasta cierto punto, se explicó el misterio de su extraña apariencia cuando se descubrió que coincidía con la posición de una supernova vista y registrada regis trada por los chinos en el 10,'í4 10,'í4 dC., una explosión tan brillante cpic fue visible a pleno día durante 23 días. Eor consiguiente, la Nebulosa del Cangrejo es los restos de una supernova infrecuentemente potente, tanto como fuente de luz como de radio.





















































¡Ms oiidfís oiidfís de radio j»oceden les de fú ha rs —y la luz proceden te de los púlsars del Cangrejo y de Vela Vela deben estar originadas po r ele ctr one s ráp id os i¡ue .se mueven mueven en el campo magnético del pülsar. y que son son emitidos emitidos

romo un estrecho estrecho "h az de furo », :\< :\
posición de una débil estrella visible a la (jne durante largo tiempo se había sospechado como núcleo muerto de una estrella. K1 ptiisar del Cangrejo es el más rápido de los conocidos; ))ulsa 30 veces por segundo (visto de cerca, desalía la imaginación: una bola de 25 kilómetros de extensión, extensión, tan pesada como el So l, girando g irando ÓO ÓO veces por

petjueña |)roporcié)n ck* agrupaciones más pesadas de quarks: las «antiguas partículas lundamentales» conocidas cott las letras griegas sigma, lambda y deltit. Por este motivo, el núcleo de una estrella de netttrones ha sido adecuadamente clenomtnado «la rica sopa del allábeto grietro». La capa más externa de la estrella de neutrones es, eféctivamcnte, una sólida corteza, construida al igual que una enana blanca, con núcleos de hierro es|jarcidos en itti «mar» de neutrones degenerados. Pnede haber montañas en su supt'ríicie, pero la intensa gravitación de las estrellas de ncutroties les impedirá superar la altura de unos ]x k :o s milímetros. ,No obstante, la intensa atracción implica





















































Una estrella es un ave fénix, sus ((lúzas dan lugar a nuevas estrellas. Esta es la región central de la .Nebulosa de Orion, en la <¡ue se han formado recientemente las cuatro estrellas

más internas (el Trapecio). M uc ha s ne bu los as só lo comienzan a colapsarse para fo r m a r es tr el la s cu an do se comprimen por explosión de una supern supernova ova próxima; y . por cierto cierto..

las jóvenes estrellas del Trap ecio contienen elementos originados en ge ne ra ci on es pr ev ia s de es tr el la s ahora destruidas. Fotografía del observatorio l.ick.





















































I m m

.Nebulosa del Velo en Cygtm.s son los restos, hechos jiron es, de

como para haberse transformado

la explosión de una supernova hace 2().()
del e.spacio con gravitación tan intensa que está separado del

núcleo de la estrella original pu ed e h ab er se colnp. mdn tan to

resto del Universo.

en un aqitjero neutro, una región





















































9. Agujeros negros























































«.Agujero «.Agujero negro = traviesa ex|)resión.» ex|)resión.» Tal eia ei a el mensaje m ensaje eseritü en la pizarra en tina de las sesiones de la Unión Astroiióiniea Intcrnaeional, en 1970. A' en realidad, no

de Linstein, y la idea de la luz desplazándose en l¡)i ina de pecpieños proyectiles ha sido sustituida por la teoría cuántica de la dualidad onda-corpúsculo.





















































Sir Isaac Isaac Nen ia» fue e l fiimeru fiimeru en formular iiiia teoría de la otavilacinn universal, tras liahetse inspirado a! ver caer nna

ha sida reemplazada ahora por la de P'.instein, que predice la existencia de aaujerns nearos, anmderadns normalmente como

Einstein frente a Newton Sin embargo, esta primera teoría, la teoría especial de la relalivicUtd, no incluye ni la gravitación ni los efectos de la aceleración. Kra staicillamenle ini|)osible introtiucir la





















































L’n efecto más conviiiceiite aún, y que Kinstein preelijo antes ele que se realizaran las meeliciones, es el relativo a la elesviaeión ele la luz de las estrellas debido a la gravedad.

débiles estrellas; y aún se |)resenta otro problema: una línea espectral de una enana blanca puede desviarse ligeramente por efecto Dopplcr, según que se mueva





















































¡Al estructura interior de una estrella de neutrones a escala ordinaria. Fe.se a .su pequeño tamaño, las estrellas de neutrones

anterior), bien como fuentes derayos .V originadas cuando el gcrs ca lie nt e, pr oc ed en te de una compañera próxima, describe una

nada, se denomina liori~onle de sucesos, o, más gráficamente, agujero negro. L n agujer agu jero o ne negro gro es «neg ro» supuesto C| C|ue ni la luz ni euak|uier otra radiación puede escapar de él. Es un





















































A7 fi as

Im c ed m ie de la est rel la

mayor de mi sistema doble ¡mede ¡luir sobre su comfiaela

aonjero negro, este disco de ca/itura está .eficientemente caliente como para emitir

conijiauera, lormando mi "disco

copiosas cantidades de rayos

A.

llas en órbit a, una una al alreded reded or de otra como una una especie especie de Italanza (tstelar. Unicamente en este vals graxitatorio resulta ptrsible medir las masas de las estrellas de modo directo. Pero una de las estrellas del par puede afecttir a la



















































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































millones de años eomo mi pailón eoiiveniimtc. K.slo convertiría a las galaxias en más aniiguas que la l’ierra, lo (|ue eonenerda con la edad de nuestra Galaxia, calculada por los astrónomos a fiarlir de los viejos cúmulos de estrellas (capítulo 10). Otra estimación de la edad de nuestra Galaxia proviene de un tipo de datación radiactiva de algunos de los elemiaitos pesados fiirmados en una superno\a (método designado con el diíícil nombre de núcleocosmocronología;. gía; . l’an pronto como se lininó linin ó nuestra Galaxi Ga laxia, a, las estrellas pesadas empezaron a exyilotar cual supernovas. expulsando al espacio elementos pesados inestables. Tras examinar en la actualidad las cantidades de los dii'erentcs isótopos de elementos tales como el renio. los astrofísicos calculan (|ue la priiTiera su|Knnova de nuestra Galaxia apareció hace de diez a veinte mil millone.s~de anos. lx)s astrónomos confían ahora en (jue la «ixlad del Universo Univ erso»» oscila osc ila entre ent re estos límit lí mites, es, y la cifra de l.'i l.'i.O .OOO millones de años no delx' de estar muy alejada de la realidad. Lo (jue sucedió entonces se estudiará algo más adelante, ya (|ue hay algo en la ley de Hul)bl(' (]ue exige todavía nuestra atención. Si se ]>arte del hecho de que todas las galaxias se alejan, puede pan'cx'r cpie nuestra Galaxia debe de ser el centro del Universo, lo que, i)or cierto, supondría una singular coincidencia. La explicación de ello reside en otro resultado de la .sencilla ley de Htibitle. Supongamos qtie viviéramos en otra galaxia distante, una de las (jue los astrónomos terrestres ven alejarse alejar se a 1.()( .()()( )()) kilómetros kilómet ros por siígundo; por ejemj)lo. la galaxia elíptica gigante .\187. Pensaríamos entonces que nuestra galaxia MB7 está en reposo, y la V’ía Láctea, respecto a nosotros, parecería escapar a 1.000 kilómetros por segundo en dirección contraria; realmente, si calculáramos el movimiento de las demás galaxias del Univer.sü desde nuestro nuevo lurgar en M87, comproba ríamos (|Lie la ley de Ilubble se cumple también allí. Aun cuando en relación con nosotros las velocidades de todas las galaxias .son ahora dilcrentcs, al medirlas de.sde .M87 sus distancias también cambian; cuando las nuídimos desde allí, ambos efectos se cancelan. I,as velocidades galácticas aumentan con la distancia para el astrónomo d(' M87 exactamente del mismo mcxlo que para el de la Vó'a LácUía. Ln la analogía del avión, podríamos imaginamos via jando en el más lento, a 500 kilómetros kilóm etros por hora. Pero nuestra velocidad es sólo ndativa; supongamos (jue está oscuro y no jtodemos ver la tierra. Si nos imaginamos que seguimos en reposo, entonces el avión más rájjido s(‘ alejará a ,5(X3 kilómetros por hora y Nueva York lo hará en dirección opuesta a la misma velocidad. Ln el Universo, todo movimiento es relativo. «Nueva York» es únicamente otro «avión». Los astrónomos se felicitan de (jue la Vía Lácma no ocupe sitial ju'ivik'giado en el Universo. Ya desde que

iiKxlia. Y ahora, al jrarecer, la jtosición de nuestra Galaxia en el Universo no es nada infrecuente. Dieho de otro triodo, jrodemos alirmar ejue si nuestra jjosiciéin en el Universo Univ erso es tíjrica, tíjric a, entonces la jx'rsjrectiva desde cualquier otra galaxia debe de ser la misma. Obviamente, jxteden existir distintas clases de galaxias en las jrroximidades, jx'ro una vez (jue miremos m;is alki de las galaxias y los cúmulos de galaxias más cercanos, las diferentes jrartes del Universo nos parecerían mny simila res a los (jue dicta nuestra perspectiva (U'sde la Nía Láctea. Ln las éqxx’as en (jue los costru'ilogos contaban cotí muy |KX()s hcciios y muchas teorías, esta idea constituyó una jxutta muy imjxx imj xx tante, t ante, y se con.s con.ser er\ \ ó com o el denominado jrrinciji jrrin cijiio io cosmok'igico. Los tillimos tillim os resultados cotitradiceii cotitradice ii este jrriticijiio, tcxlavía muy imjxirtante para los t('óricos (juc trabajan sobre cálculos detallados (jtte cotisiderati el Universo corno un tixlo. Los cosmólogos nxxUTiios entienden el Uniserso como un inmenso ruedo en el (jue tixlas las galaxias se separan unas de otras, de forma (jue ctiakjiiiera de ellas jtttede considerarse a sí misma el centro del Universo. Pero jxiede jxinsar jxinsar.se .se (jue debe de haber hab er un «centro «cen tro real», el punto en (d (jue tuvo lugar la exjtlosión original 'O desjx'gue: (jue dispersó a las galaxias. Da la casualidad de (jue no existe tal centro. Nuestro trato cotí el Universo implica (jue tnibajamos a la mayor ('.scala jxtsible de Uxlo lo coiKxido, por lo (jtie debetnos jjrrx'ura jjrrx 'urarr dejar de jar de lado el sentido común, com ún, tal como hicimos cuando cxirloramos lo sumamente jxxjueño en el cajiítiilo 6. .'\(juí debemos fiarnos de teorías matemáticas, (jtie jxteden jxted en j>arec(T j>arec(T ('xtrañas ('xtrañ as en un [xinc [xi ncijti ijtio, o, jx-ro (jue concuerclan, aun en contra del sentido comi'm, con los exjx'i'imcntos y las observaciones. Para lo de mayor dimensión, los cosméilogos ajx'lan a la teoría general de la relatividad de Linstein, (jne trata de la gra\itaci(’m, el esjxicio y el tienijx). Si ajilicamos la letx'ía, verificamos (jtie el Universo no sólo comcnz(') con una exjilosii'xi en un jxmto del esjjacio, un «estallido de metralla» cjue exjxilsó a las galaxias; la teoría nos dice (jne el jx'ojtio espacio se exjiande y trattsjrorta los cútnulos de galaxias cotisigo, tal eomo sucede con las barcas en utia (orrietite rájjida. Dentro de una galaxia, la atracción gravitatoria de las estrellas mantiene a éstas unidas'como una unidad simjtle, mien tras que los cútnulos concentrados de galaxias jirodueeri asimismo una fuerza gravitatoria kxalizada (jue les man tiene unidos. Pero los cúmulos vecinos (jjerct'ii tma fuerza gravitatoria menor .sobre los demás. Ll esjiacio vacío entre ellos se expande de continuo, y los cúmulos se alejan irrcnxxliablemente. La idea de esjtaeio vacío «en exjtansión» [Xiedc parecer conliisa; jx'ro en la teoría de Linstein el csj)aci(t tietie una existencia real, y la exitansit'xi del espacio debe ser entendida totalmetite eti serio. Ptxlríamos ekxtuar una analogía con iiti jtasiel de frutas



















































alejáramos lo suficiente,

años luz, contemplamos el

Universo; podría repre.sentar.se el

A l m ir ar de sd e mi es tra (l al a. vi a í centro) h acia afuera en el es/iacio, miramos hacia atrás en

veríamos el Univer.w en su in/áneia, cuando las fialaxias

comienzo del propio Universo, el lii¡ lii¡> > l ia ni; que «v emos» en todas

mismo esquema centrado en cualqu ier i>alaxia.) Kl seí;ment seí;mentn n

estaban muj afirupadas y los qiuhars eran corrientes. A una distancia de lA.OlX) millones de

direcciones. { Obsérvese que esto no supone que nos hallemos en

ampliado muestra tos .sucesos

el tiempo, ra que la lu-z no se pr op ag a in sla nt án ea me nl e. S i nos

Un corle del Universo visible.

Pero puesto c|uc los pasteles de fnitas poseen boifles y los astrónomos piensan (|ue el Universo carecx- de límites, la analogía no es exacta. La teoría muestra (|ue son posibles dos tipos de L.biiver.so. En uno, los cúmulos de galaxias siguen su camino para siemjtre. Kl Líniverso es infinito, pero no lo vemos todo, y;i (pie no es infinitamente viejo. Como hemos descubierto en la ptiradtija de Olbcrs, sólo podemos ver hasta l.á.OUO millones de años lu/, ya cpie a esa distancia retrocedemos hacia ('1 comienzo del Univer so. Es lo que se llama un Universo «abierto». Un Universo cerrado es aún más extraño. Si partimos en línea r(;ct;i desde la V'íti Etictea y viajamos durante mucho tiempo, nos hallaremos finalmente a|troxitnándonos otra vez a la Vía Eáctea, ¡por el otro lado! El espacio se ha curvado en torno a .sí mismo. Supone algo semejante a viajar alrededor cU; la ’Eita ríi; .se stilc en una dirección y se encuentra uno volviendo al punto de partida desde la opuesta. Esta analogía es fácil de entender, a menos (|ue creamos que la 'fierra t‘s plana. De igual modo, cuando el hombre empez(') a coniprender c|iic la Tierra era rtxlondit debió haber sido un tanto duro imaginar que la gravtxlad hace parecer todo boca arriba, y que los chinos no caminan boca abíijo. La dificultad reside en cjue la curvatura del Universo está tai una cuarta dimensión, y no la podemos visualizar. Xo podríamos ver todo el camino en tomo a un Universo semejante, ya (|uc el «viaje tai redondo» total (recordtanos t|ue es en líneti recta desde niK^stra Galaxiti hasta nuestra Galaxia) es más laigo c|tie Et.íXX) millones de tiños luz. Podremos vei' nuevamente tan lejos como E3.0Ü0 millones de años luz en cualquier dirección, pero a esta distancia habremos retornado al cómienzo del Univer.so. (.Quedémonos de momento con el Universo abierto, ligeramente más fácil de comprender. Podemos entender ahora por C|ué el inteiroganle menos agradable para un astrónomo es el que le exige responder por cuál es el tamaño del Universo. Elltt porejue muy bien puede ser infinito, pero no podemos percibirlo en su extensión; y las razones dadas con anterioridad no son de las que se |)ueden exjtlicar en dos mintitos con palabras sencillas. Guando los astrónomos afirman (|ue el Universo se expande, realmente quieren dar a enteiulcr Cjue las distan cias entre los cúmulos de galaxias se acrecientan. ;Eos aiT|nitcctos, los urbanistas y otros artistas por el estilo, por ejem])lo, también .son conscientes de C|ue el espacio entre los objetos tiene taniti relevancia como los propios obje tos.) Para nosotros, lo importante consiste (ni intentar comprender que el Universo, es decir el espacio, siempre ha sido infinito: hace 7.:’)00 millones de años, los cúmulos

un punto central especial de!

inmediatamente posteriores posteriores a ! ¡lii; liant;.

Hay dos maneras de h ablar abl ar de la historia del L túverso verso.. Los teóricos se placen en pensar en una masa inliinne de gas que comenzó donde se encuentra ahoni nuestra Cialaxia, y qtie continúa .su historia hasta nuestros días. Alternativamente, podemos escudriñar el es|)acio y em plear plea r la velocidad veloci dad de la htz. Vemo Ve moss Gygnus tal como fue fue hace 700 millones de años, y 3C 273 en el estado (|ue mostraba hace 2.000 millones de años, es decir 13.000 millones de años desptiés del comienzo del Universo (ya (|tte éste fue el momento en cpie el espacio ampeztS a expandirse, arrastrando materia consigo, denominado «Hig Bang», aun cuando, st'gún se cree, no se trató de una explosutn en el .sentido habittial). Observando los aún más distantes ciuásars, los astróno mos retroceden nueve décimos en el tiemjto. Incluso si se tiene en cuenta la expansión del espacio, hay muchos más (|Liásars a estas distancias c|ue los fpie existen en la «reciente» regutn del espacio pióxima a la Vá'a Láctea. Al parecer, los C|uásars eran mucho más comunes en los orígenes del Univer.so, y su violencia es un síntoma de juventud. juventu d. De hecho, muchos astrónomo astrón omoss lo e.sjx-rabaii e.sjx-rabaii así, y;i (|ue en las angustias iniciales de la vichi de una galaxia había gran cíintidad de gas alrededor, (jue poclrúi caer en el centro de un agujero negro y dar lugar ít un violento cpiásar en el corazón de la galaxia. ■Vlás allá de los quásars, y anteriores a ellos en el tiempo, podrhimos esperar «ver» galaxias en Ibrmación. Los astró nomos iKj han logrado detectar luz de estas «protogalaxias» tan lejanas, a pesar de sus intensas búst|ued;is. ¿(.Qué cabría esfterar aún más lejos? 171 notable fisico ruso-aniericanct (je org e (jamovv muy muy conocido cono cido |)o |)or sti sti personaje «M r. fom pkins pk ins»» de sus libros de divtilgacit'tn divtilgacit'tn científ cie ntífica ica dio con la res|)t res|)ties iesta ta correcta corre cta h;ice treinta añets, cuando la cosmología eni casi magia negni para otnrs científicos, (iamovv razonó c|tie, en sus estadios primitivos, el Universo debió haber contenido gas caliente y radiacicín, y que esta radiación se habría alargado por cíecio Doppler — en sti sti viaje de miles miles de millones de añets luz por el espacio en expansión para llegar hasta no.sotros; y nos habría llegado como ondti.s de radio. Ahora bien, dado c|ue los radiotelescopios de la épocti no eran suficientemente sensibles como [xira detec tar tales señales provenientes de las proftindidades del Universo, la predicción de Gamow se perdió hasta el incidente del «ruido» en las antenas de radio de la estación de seguimiento de satélites de Nueva Jersey. Susurros desde el nacimiento del Universo

Los laboratorios Bell fele plio ne aptirecieron y;i y;i en nuestr nuestraa



















































KDAf) UNIVI-RSO

.] 1 ; 2 i n i n u io io s

Kík H anu nu Im -I ío

l IDÍIIhu de de <)|K | K)S

pr
^

r >l >l )0 )0 m i l l o n e s d e a i V w

I titi N n ú c k t ) s y e l e c u ’ i j u e s M' ayrupjiii n> áiom os

l o s á io io m o s d e g a s s e a g r u p a n

s e I b r i n a t i U is is g a l a x i a s , m u c h a s c o n r p iá iá s ii ii r .s .s en MIS núcleos

el Big Bang: a I.VOOIJ I.VOOIJ m illon es d e a ñ o s l u/ u/ I3.(X)0 niillím es d< a ñ o s e n i i e i n ( > ( j}j}

a q i i i s e o r i g in in a e l k f c t i
nacimienio de ga

#! m



















































Pdîrm opuesta, aniba:

estudiaron el «brillo» del fondo

Página opuesta, cdiajo:

arriba, a i.Z(¡uierda de la

En un experimento aéreo realizado en 1977 con un avión l'-2 modijieado, (ieorí¡e E. StnonI (en primer término, a

de radio permanente desde el 1¡( í í ; Baño. E! avión de gran altitud

( 1 ! prim er plano de! detector de radiación de! U-2 sin cubierta.

cabina). La comparación entre intensidades de las señales

recabó muestras por encima de la molesta ladiación de vapor de

Los dos grandes conos reciben ondas de radio de.sde diferentes

mostró (pie el ladiocielo es ligeramente «más brillante» en

derecha)

i' sus

colaboradores

agua de la atimhfrra terrestre.

diseñada con la intención de convertirse en una de las más sensibles del mundo [)ara las longitudes de onda de pocos centímetros. Por esta raz(')n. los raflioastnSnomos Arito Pen/ Pen/.ias .ias y Rohert Roh ert W ilson la |tidieron |tidieron «pres «pr estad tada» a» en 196,4 196,4 con el itropósiio de medir el débil ruido de radio proce dente de las cercanías de nuestra (ialaxia. A lln de comprobar la antena, comenzaron a trabajar a una longitud de onda en la t|ue no e.speraban señales de radio desde la Vía Láctea. Lsta aiuenti es un instrumento largo en forma de cuerno, más .sensible (jue los «platos» usados en radioastronomía. De inmediato lro[)e/.aron con un problema: un débil «ruido» residual en la tintena, (|uc intentaron eliminar sin lograrlo ni sicjuiera (juiiando un nido de palomas e.xistente en el cuerno de la antena. Por último, llegaron a la concltisiétn de (|ue esta radiación procedía del cielo; lo más extraño es t|uc parecía originar.se de manera unirorme por todo el cielo. Si poseyéramos «cijos de radio», el ícindo del cielo brillaría débil |)cro unilcirmemcnte. Ll itslrétnomo Roben Dicke, de Princcion, se (lis|K)iiía por entonces a observar un fcindo de radio como este, después de haber realizado cálculos parecidos a los ante riores de Cramow, y ráitidamenle confirmó C|uc el cielo no es negro para las longittides de onda de unos poccjs centímetros. .Sus observaciones, a diferentes longitudes de onda, confirmaron cpie el cielo brilla, al igual t|ue el «ctierpo negro» de los físicos, a muy bajas temjxTaturas. Vimos en el capíttilo 7 cjue el citerpo negro tec'irico brilla de forma ()uc sólo de]X'iide de sti temperatura, y Cjue la longitud de onda del pico de emisión se desplaza hacia las longitudes de onda más largas en los cuerpos más fhos. Experimentos |X)steriores permitieron verificar f|ue el cielo por entero «brilla» como si estuviera a una temperattira de 2,7"C por encima del cero ab.soluto, o —27(),,4‘’C. I.a predicción original de Gamovv abandonó finalmente el destierro en que se hallaba. No hay modo de explicar esta radiacic'in unifórme del cielo a menos que esté allí dc.sde el principio del LJniverso. Ya anotamos (jue si observamos en cualquier dirección a una distancia de Lt.OÜO millones de años luz, miramos hacia el nacimiento del LJniverso. El fitndo de radio |noviene casi desde esa distancia, incluso desde más allá C|ue los (|uásars, pues se origina en un estadio anterior a la vida del LJniverso, antes de epte hubieran nacido las galaxias y los quásars. fin esta remota é]X)c;i, el Universo estaba colmado de gas caliente y radiaciéin a tina temperattira de unos miles de grados, semejante a la de la superficie de una estrella en la actualidad. Esta radiaciéin mostraba un pico en las longittides de onda alrededor del visible y el infrarnijo, pero la

p a rl es d el ci el o (u no de lo s con os es visible en la fotognifia de

la dirección de la constelación de Leo.

Muerte de la teoría del estado estable

Id descubrimiento del fondo de ratliación supii.so la sentencia de muerte de una teoría alternativa del Univer so, la del «estado estable». Esta poptilar teoría, defendida ardientemente por el astrofísico británico l'icd Hoyle. constituyé) una seria alternativa a la del Big Bang durtmte la década de 19.40 y iirincipios de la de 1960, y resultaba muy atractiva pues no comportaba el trauma de un Big Bang inicial, iii interrogantes tan desconcertantes como prociiiitr averigtiar (|ué sucedió antes tlel Big Bang. ■Muchos cosmólogos lamentan tpie se la haya supertido, pues era mucho más elegante C|ue la teoría del Big Bang. Pero esta teoría del estado estable fracasé) ante el fondo de radiación: sin nn Big Bang no hay manera de jirotlucir un fiindo unifórmeinente brillante de radioondas. Sin embargo, merece la |iena dedicar cierta atencií'in a la teoría (jtie se enfrenté) al Big Bang. La teoría del estado estable constituyé) uno de los más imjiortantcs debates as tronómicos del siglo. Cuando se la concibió, en 1948, los astrónomos subestimaban todavía .seriamente las rlistancias de las galaxias, y, tal como hemos visto, esto conducía a que la Lierra parecier pare cieraa más vieja vie ja C| C|ue el Uniser Un iserso. so. Pero (jiieramo.s suponer c|ue no hubo origen del Universo. I'intonces, además de considerar tpie el Universo parece el mismo desde dondetjuiera (|ue estemos, deberemos tam bién advertir ((tie parece el mismo (a mayor e.stala donde(|uiera que le observemos. .Siempre ha sitio el mismo, y siempre lo será. Pal era el «pi inci|jio inci|jio cosmolétg cosmolétgiico perfecto», la piedra ftmdamental de la teoría del estado estable. Dado cine los cúmulos de galaxias se luillati en proceso tle separación, el L iiivcr.so sé)lo ])uede mantener la misma apariencia si la materia surge de la nada en (4 espacio existente exist ente entre ent re los cúmulos. cúmulos . ;\un cuando cu ando I led I loyle sustentase esta parte de la teorúi con una liiine posicióti teórica, la «creación continua» tle materia t|ue la lettría del estadt) estable exigía se atascó en las garganta,^ tie muchos astrónt)inos, c|uienes cttnsideraron C|ue así no st' mejoraba la tesis tlt:l Big B;mg, C|ue at|uélla |)rt)curaba evitar. Sin embargo, la creaciétn cttntinua eliminé) el problema tle la gran etiad tle la Tierra. Httyle y sus t;olegas alirmaltan Cjue tt)tlas las galaxias titte \’emt)s alt;jar.se y C|ue, al píirecer, deben de haber ct)incitlitlo con la nuestra en un Big Bang, llegarttn realmente a existir a ¡jartir tle materia comparativamente rtxiente creada en el espacit). Jaméis la tlistancia media entre los cúmulos de galaxias fue menor t|ue ahora; ni se at:recentará la separacitin media con la ex|)atisión del LJnivcrst), ya t|ue ajtarecerían nue\ i)s cúmu-







































































































L

is

restos de la ex/dosión de una

estrella la radio fu radio fu en te Cassio peia A se muestra aipit en una «Jotoí>rafia» generada po r or de na do r, ipie po ne de nianijiesto su estructura de radioeniisión. í.a concha de ¡âs

en expansión, (¡ue contiene materia del núcleo de la supernova, se ve más clah,mente (pie en la fotograffa óptica de enfrente. Cortesía del Observatorio Radioastronómico de Mullard.

tr(')nomos liahían ciiroiuratlo ni ijrofnsión. Puesto que la teoría clel estado estable sostiene f)ue el Universo lia sido sieiTipie el mismo, el es])aeio medio entre las radiogalaxias tendrá (|ue ser aproximadamente el mistiio por muy lejos Clue miremos haeia el exterior del espaeio, lo que signilica retroceder retroceder en el tiempo. tiempo. l ’J radioastrónotn o Mar tin Ryle, de CainlH'idge, descu\wiú que \vaV)va eWuvasvadas vaduv ruentes (distantes; mny débiles comparadas con el brillo de las más cercanas. Pn otras palabras, cu el pa.sado las radiogalaxias debieron haber estado nuis próximas, o simplemente haber sido más numerosas. P1 centro de la controversia del Big B;mg li'ente al estado estable ha sido esta cuestión del «número de lúcntcs» de radio, en la C|ue no lia habido acuerdo entre ambos adversarios. Uovle v

Ryle ;(|uienes, ]X)steriormente, habrían de ser contlecorados). Con todo, la radiación de lóndo no admitía réplica, \ los defensores del estado estable abandonaron la n;i\e utio tras otro. ,\lgnnos, como el propio Iloyle, terminaron en teorías |iropias tpie combitiati earacterísticas de ambas; otros acejitaron la teoría del Big Bang. La controversia no supuso uii;i pérdida de tiempo. Los cosmcilogos verilicaron cpie las observaciones astron(')mica^ habían ak'anzado un punto en el cjtte se jiodía comprobar ambas teorías jiara luego protx-der a itna elecciéin real. Además, Hoyle y sus colaboradores habían realizado el primer estudio serio acerca de cómo se podrían l()rmai eWmeuUis eWmeu Uis \'ic',siv 'ic',sivd dos a \rav \ravU Uv clel clel Uklvóg Ukl vógeuo euo de Vas esUelVas. Iz)s primeros cosmólogos del Big Bang, Uamovv incluido, habían supuesto tpic los diléremes elementos se lininaban en las condiciones muy esjieciales del Big Bang; el creítdoi de la teoría del estado esialilc eticontró otra alternati\a. La materia C|ue se creaba de continito tenía f|ite .ser el elemento más simple, el hidréigeno, y los demás elementos debían íiirmarse en las estrellas y esparcirse por el espacio





















































Eli este ue!>ativu ele Cassiol>eia

original.

.1,

teoría de! estado estable del [ hnversü hnversü condujo a los primeros

! m

ahor a desacred itada

(as hu'as de ¡¡as ailoreadii tienen mi exeeso de elementos o/iesados», eoiiw el iixlgeiio, i/iie

cálculos de la producción de

se iii'ifiin/miii en las reacciones nncleares del núcleo de la estrella

elementos en las estrellas: según la actual teoría del liig Baiig.

•

en explosiones de supernova. Hoyle, más los astrónomos (ieollrey (ieo llrey y Margan Mar gan n Burbidge Burbi dge y (“I lísieo nuclear nucl ear VVilli VVilliam am Fovvler, mostraron cómo se podían producir los elementos pesados en el interior ele las estrellas mediante procesos (jue los físicos nucleares habían elucidado a partir de experimentos experi mentos realizados real izados en la l icrra. icrra . Acordes Acorde s con esta esta iniciativa, los astrónomos llegaron a la eonelusiíín de (|ue todos los elt'mcaitos pesados se producen en las estrellas. Kxiste, sin embargo, un iiroblema importante: el segun

todos todos los elementos, a e.xce e.xcefici fición ón del hidrógeno y el helio, se han pr od uc id o en la s es tre ll as . Cortesía de Sidmy van den Hergh. i Copyright d el Instituto

Insíiliieión Carnegie de W'a.shington. Repiodiieido con pe rm is o de lo s Ol i.se rra loii os Hale.)

de Tecnología de California California y la

la abundancia tic helio y la temjteratura del iitndo ile radiaciétn, los cosmólogos pueden retroceder en el tiempo hasta el momento del pro])io Big Bang. .\ntes de f|ue las galaxias se liirmaran, el Universo estaba colmado por un «gas» más o menos unifijrme de partículas y radiación; a partir de a(|uí la tísica puede desarrolhirse bastante sencillamente. L1 momento real del propio Big Bang, el tiempo exacitnnente igual a cero, está emuelio en el misteiio. Hablaremos en lo (pie sigue scílo en términos de un Universo abierto, aun cuando los resultados esenciales son semejantes para un Universo cerrado.; .Vmupie el Uiiixerso es sieni])re infinito en tamaño, al retroceeler en el tiempo la mayor [tarte de la materia cpieda agiupada ('ii un determinado volumen (digamos el \olumen de una caja de cerillas), y lo más caliente es la radiación ipie lo rodea. Podemos ver instintiv inst intivame amente nte y Ste])hen Hawking y otros lo han demostrado demost rado así cpie cpie en el instante del Big Bang había literalmente una cantidad infinita de materia concentrada en el v'olmnen de una caja de cerillas; y el liindo de radiaci(')ii debe de haber tenido una temperatuia infinitamente alta. f;()currió esto, r('ahnente, en nuestro Unixer.so.' .Nadie lo sabe. I..OS cálculos de Plavvking se biisan en la leoiía gravitacional de Linstein, (pie de.scribe la gravitación de una forma for ma más llana ll ana.. Ptira los cam|)os cam|)os gra\ gra\ itatorios itator ios (pie hoy día encontránios en el U.niverso es una teoría excelen te. Sin embargo, teóricos como Hawking suelen tener presente (jue la teoría cuántica insiste en (pie la gravedad se transmite por partículas virtuales, los gravitones. Unando la materia se comprime fuertemente, los campos gravitatorios llegan a ser tan intensos (pie las (’cuaeiones de Linstein no son válidas, y los lísicos tienen ipie ¡ten.sar en términos de gravitones. Desgraeiadamente, los teóricos no han encontrado aiín una adecuada teoría ciiíintica de la gravedad, a pesar de dtkadas de dedicación; y. así, los físicos hesitan en cuanto a la densidad de la materia





















































()()(). ()()().(K)() (K)()''>C y un una de d ensidad de 1.O 1.OOO.OO .OOO.OOO.OÜO.OOO.OÜO. OÜÜ.OOÜ.OOÜ.ÜOO.ÜÜO.OÜO.ÜOO.OOO.OOÜ.ÜÜO.OÜO.OOÜ.OOÜ.OOO. 0()0.()(X).()()().0(X).()(X).()0().()()().0(K).()()().()()() de veces la den sidad del agua. I.os cosmólogos pueden calcular cómo se enfrió el Universo y cómo disminuyó la densidad cuando el espacio se expandió i^rogrcsivamcme a partir de ese momento. Sin embargo, no existe certeza acerca de la clase de partículas rjue colmalran por entonces el Universo. .Nues tras teorías actuales de las dilerentcs partículas, y de sus interacciones, se han comprobado únicamente para un cierto rango de densidades; y recttrdcmos cinc los astrofisicos tropiezan con dificultades cuando intentan predecir C|ué sucede tai el núcleo muy caliente de una estixdla d(' neutrones, en la c|ue la materia (;stá concentrada a una densidad de «sólo» 1.000 billones de veces la del agua. Lo (|ue ocurrí' a dtaisidades íiún mayores depende en sumo grado de cómo se comportan las partículas fundamentales cuando la cantidad de energía del entttrno es extremada mente grande. Los experimentos cpie .se llevan a cabo en los aceleradores de altas energías |)ro]jorcif)iiarán algunas respuestas. Clon esta concentración de energía en el comienzo del LJniverso pueden aparecer, reirentinamente, panes de par tículas y antipartículas sin problemas: la energía de radiación puede surgir a continuación como la cantidad de masa equivalente. Para averiguar qué partículas esta ban presentes, los físicos tendrán que aprender más acerca de las partículas lúndatnentales, es decir los (|uarks y los leyjtones. ¿Existe sólo un [tunado de cada una, o hay una sucesión completa con masas cada vez mayores? Estos posibles quarks y leptones (con sus antipartículas), muy pesados, demasiado masivets como ptira ser producidos en la comparativamente insignificante llientc de energía de nuestros aceleradores terrestres, habrían sido casi tan corrientes como los más ligeros en los días del comienzo del Universo. Además, el papel de las fuerzas es oscuro. Desde el instante que hemos descrito con anterioridad, la gravita ción vuelve a su comportamiento habitual según las ecuaciones de Einstein; pero las otras tres fuerzas revela rían sus similitudes básicas si son correctas las actuales teorías de unificación. Antes de (jue la temperatura de.scendiera a 3.0(X) billones de grtidos, las fuerzas débil y elcctrotnagnética se comportarían exactamente de la mis

congelaron» en un «modelo» relativamente simple, en el (|Lie una teirninó tei rninó en débil — fuerza de corto cort o alcance alcan ce , y la la otra, más fuerte, como fuerza de largo alcance. La fuerza fuerte entre quarks plantea otro problema. En el capítulo 6 vimos qtie cuando los ciuarks están préwimos, la fuerza fuerza fuerte «se «se desconect desco necta». a». Al principit) del l nit erso.

Big Biiiig ;i¡finp o = (). ().





















































todos los quarks estaban suficientemente próximos c;omo para (|uc les afectase muy poco la fiierza fiierte. Pero en alguna etapa la densidad se fiizo dernasiadej baja, y la íiierza ílicrte comenz(i a agruparlos en partículas más pesadas, en espeeial protones y neutrones (y antiprotones y antineutrones). De ¡ilgún modo, esta fuerza resultó tan

.iinit .iinit|| uark-uark--

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eficient efic ientee (pK (pK^ no cjuedó ningún ningú n Cjuark libre. Pese ;i una falsa alarm a en 1977, no han tenido éxito los sensible sensibless experimentos llevados a cabo para intentar separar ios t|uarks. Los cosmólogos tendrán epte e.spentr los resultados de los accleradoi(;s de yrartículas, así como las corresyxmdienles afinaciones de la teoría lúndamcntal, antes de yxideiconocer eon ytrecisión cyuc ocurrió en este remolino del eomienzo del Lbiivcr.so. Si mirar a través del esyxieio .suy .suyxH xHie retro ret roce cede derr en el liemyjo, liem yjo, f;|xxlr f ;|xxlríamos íamos emytiear la distancia como una esyx’cic de máeyuina del tiemyxjl De alguna manera, esto es eierto. Si yxidicranios detectar el Ibndo de ixxitrinos tyue sobrevivió desde este yx'iicxio, así como el ytrobable Ibndo de gravitonets, yiodríamos ayjrender bastante acerca de los y^rirncros momentos de nuestro Universo. Para desgracia nuestra, las técnicas actuales no son ni mucho menos suíicicntcmente sensibles; y hasta resulta difícil detectar neulrinos dd Sol. L1 lónclo de radio nos dice mtiy yxteo. Ln su princiyiio, el Universo caliente se hallaba en un estado de etpiilibrio térmico. La radiación y las partículas estaban latí densa mente agruyjadas cpie inleracciontibau de continuo, y Uxlo se mantenía, yxtr cierto, a igual temy)er;itur;i. Ll todo se asemejaba bastante al «cucipo negro» cyuc emite rtidiacióu según su lernyx'ratuni, yx*ro en este ctiso la radiación conccxilrada controlaba la lemyx'ratura de la materia. .\ causa del equilibrio lérmieo, qucdíiron oeitllos itxlos los detalles de lo eyue (Xiirrió en los yarimeros minutos. Steven VVt'inberg lo señaló acertadamente de esta Icirma: «Ls como si se lutbiera ytreparado un banquete con gran atención: los ingredientes más Ifescos, las esyx-cias elegidas eon el mayor de los cuidados, los vinos más linos; y, después, se echaran Uxlos juntos a un grati yxichero con el lili de cyuc se cocieran durante unas horas.» Ll Unido de radiación es una suave amalgama de la exótica física tpie debió haber habido entonces.

La primera centésima de segundo después Sin embargo, dcsyniés de la yirimcTa ceniésiina de .segundo el Universo se enfrió hasta «ayxnias» unos UKl.üOO millones de grados, y las teorías actuales yxteden decirnos lo que debió cx'urrir. Para ese instante, los anliyirolones y los íintineutrones habían desaparecido del Universo. Ixis colisiones con yirotones y neutrones habían originado





















































El primer reloj atómico de cesio, desarrollado en el .National Physkal ¡Mlmatory, Inglaterra, tenia una ¡¡misión de un segundo en cien años. Los modernos relojes de cesio son aún

más precisos. Aun cuando el paso del tiem tiempo ppare arece ce natur natural al e inevitable, algunos físicos creen que el propio tiempo tuvo su comienzo en el Big Bang, hace unos unos ¡5.00 ¡ 5.000 0 millones de años.

aiuiprolon; pero cuando estos pares fueron aniquilados, los protones desparejados se encargaron de construir nuestro Universo. H1 mismo argu mento men to es válido, válido , asim ismo, ismo , para los neutrones y los antineutrones. Con el tiempo, sin embargo, los neutrones en exceso se desintegraron gra dualmente en protones (y en electrones y antineutrinos), ya que el neutrón no es una partícula básicamente estable. Su vida media, de aproximadamente quince minutos, es mucho mayor que la edad del Universo en la cpctca de que estábamos hablando. En este tiernixi inicial, entre la centésima de segundo y unos [XK'os segundos después del Big Bang, el Universo estaba principalmente lleno de radiación, neutrinos y pares electrón-positrón. La temperatura y la densidad eran aún bastante altas para la aparición, de la noche a la mañana, de estos pares materia-antimateria de muy baja masa. E,sparcidos alrededor, y muy poco importantes entonces, había un número relativamente pequeño de protones y neutrones. Hacia los dos segundos, el Universo se enfrió hasta el punto de que los pares electrón-positrón no pudieron aparecer espontáneamente; se aniquilaron entonces unos a otros, dejando un |xx|ueño residuo de electrones para equilibrar los protones cargados positivamente. La radia ción domina el Universo en este momento. Hay del orden de mil millones de fotones electromagnéticos jx>r cada protón, neutrón o electrón; y estas partículas de radiación energética son las c|ue tienen la sartén por el mango al

controlar la temperatura del Universo, a medida que se enfría en el siguiente millón de años. Resulta importante para nosotros saber cpié les sucedió a las partículas de materia durante los primeros minutos de esta «era de domina dom inació ción n de la radiac ra diación ión», », ya C|ue entonces es cuando protones y neutrones se unen con el lin de íormar los núcleos de helio. Se trató ríe un proceso por etapas; primero se tienen que unir un |rrotón y un neulrrin para formar un núcleo de hidrógeno pesado, el detitcrio, a los ciue .se deben añadir después otro protón y otro neutrón :'cn :'cn cuak jui er orden; para forma fo rmarr el el núcl eo de helio de de río ríoss protones y ck)S neutrones. Ll rleuterio es un núcleo rlébilmente enlazado, y en el caos de las primeras etapas riel Univcr.so se habría desintegrado tan [tronío ccjint) .se hubiera formado. Pero cuantío el Universo tiene ajtroximadamenle una edad tle tres minutos y medio, el rleuterio puede .sttbrevivir k) suficiente como para ca|)turar partícu las extra y convertirse por último en el exircmarlamente estable núclct) de helio. Entonces, prácticamente todos los ncutronr;s se asordan ertn jtrotrtnes [tara acabar como hclif). Si se sabe rjué fracción de neutrones ha soltrevivido <;ste tieni[xj, resulta bastante fácil r;alcular que aprttximadamente un cuarto tle la materia del Liniverst) se convertiría en helio; y, cttmo hemos visto, ésta es justamente la cantidad de helio tjue r;oniienen las estrellas más antiguas. Hay otras dt)s lechas importantes en la vida del Univer so. Siguiendo un largo camino desde los tres minutos y medir) hasta que cumple el millón de añr)s, el Universt) sók) se ha enfriack) a 3.0(X)<’C, es decir rjue está más frío tjtie la superficie solar. En este momento, los electrones pueden combinarse con los núclet).s tle kts alretlctlores [rara formar átomos de hidrógeno y helio sin ser inmerliatamente gr)lpeack)s otra vez [)or los ahora mucho más débiles fotones. A tliferencia del plasma anteritrr tle núcleos y electrr>nes libres, el gas es ahora transparente a la ratlia-























































cióli que, aun cuando ]H'rmanccc por los alrededores durante el resto de la historia del Universo, .se debilita de continuo y jamás vuelve a tener electo serio sobre la materia. Cuando miramos hacia el esjtacio y retrocedemos en el tiempo, nuestros instrumentos de mayor aicance pueden escudriñar hasta el millón de años del Universo. .Más lejos ;más atrás en el liem|)oi, el Universo estuvo lleno de gas opaco, o, para mayor exactitud, de |)lasma. La radiación que lo colmaba cuando tenía un millón de años está (esparcida a travíts del ahetra transpanmte líniverso y, a medida C|ue se esparcía, se debilitaba. Hste es el débil susurro c|u(t se detectó por ve/, primera en la gran antena de Holmclel, en 1965. La última fecha ini[X)rtante (tn esta historia es ac|uella en la que el gas empe/ó a agruparse ]Dara formar galaxias. Los astrónomos no pueden afirmar cuándo ni cómo ocurri(') este importante suceso. Cuando el Univttrso tenía unos cientos de millones de años, nubes individuales de gas empe/arori a colapsarse como protogalaxias, y el gas de su interior comen/ó a íitrmar las estrellas. Se sinteti/aron los elementos más pesados, las expkjsiones los lanzaron al espacio y, más tarde, las estrellas pudieron formar sistemas planetarios. Nuestra atención se (txtiende desde el Universo eompkno ahora un conjunto conju nto de cúmulos de galaxias galax ias en expansitin hasta las propias galaxias gala xias y sus contenidos: la astronomía toma posesión de la cosmología.

El fin del tiempo Nuestro Universo en expansión empezó en un Big Bang. Hemos llamado al momento del Big Bang «el comienzo del tieni|X)»; y hemos cronometrado las diversas contraccio nes del Universo desde ese instante. Puede pensarse (pie (Nta es una aproximación muy arbitraria. Seguramente debe de haber existido el tiempo antes del Big Bang. Como

escala cotidiana no se puede confiar siempre en el sentido común. Hoy día, los científicos se ticercan al Uni\'erso con cautela. Para Nevvton, el tiempo y el espacio eran absoliilos. Finstein nos cnseiV) C|ue espacio y tiempo ]X)dian cambiar por movimientos rá|)idos y por la atracción gravitatoria de cuerpos masivos. Con el ])ropósito de definir un (oncepto científico, los científicos Iniblan en términos de (ómo medirlo: si no pixlemos medir, y ni si(|uiera detectar algo, nos deslizamos sobre una pátina de hielo al afir a firm m ar c|u c|uc e.se e.se algo alg o existe. exis te. Pal es el c;iso con el el tiempo. Actualmente |xxlemos definirlo en términos de latidos de corazón o del giro de nuestro planeta, o de iTuxlo más fundamental, por las vibraciones de los átomos, l'impleamos ya la vibración del átomo de ct'sio partí definir nuestra escala de tiempti, y los laboratorios jiatrones del mundo entero emplean este tiem|x> atómico: a medida (|u (|ue la Pierni se retrasa retra sa gnulual gnu lualme mente nte,, tiñadcn un «salto de un segundo» a nuestro tiempo ci\ il. «Antes» del Big Bting no habíti huidos d(* corazón, ni planetas (|ue girasen, ni sic|uier;i átomos. .\un en el caso de (|ue nuestro Universo haya tenido otra fase de o.scihición, no hay forñia de (|ue retrexedamos m;is tillá del Big Bang para v (t si ('xistieron átomos idénticos a los nuestros. No hay forma lógica de definir el tiempo tintes del Big Bang. y, por consiguiente, no supone ninguna falacia afirmtir (|ue el jtropio ticm[X) empezó con el Big Btiiig, junto con el espacio que nuestro Universo ocupa y his pttriículas de materia c|ue hay en él. ¿(.ûé hay del fin del Universo? ¿Habrá un lin del tiempo? Los cosiiKÍlogos se mucstnm divididos cuando discuten stibre el flituro lejano del Universo. ,\un cuando en la actualidad el mismo .se expanrla fúriostmiente. existe una débil fuerza gravitatoria cinc atrae cada ciimulo de





















































menos oíros 5 0.(K 0. (KX X) millones mil lones de años, y las observa observ a (iones (io nes zarán a juntarse, cada vez más rápido, híistíi (|ue 160.000 no pueden ayudarnos a decidir si entonces empe/.aní a millones de años a partir de ahora, el L.hiicerso entero contraerse. desemlKxpte en el «Big Urunch». Líi nmteria se comprimi Otros aslrcinomos han ensayado una pliHora de métodos rá cada vez más, y, cua*do esto (xairra, la ruerzii gravitadirerenles. I.a simple exlra])olaei(')u de la ma.sa desa]tareci- toria crecerá aumentando de inlensidiid; la teoría predice da de los cúmulos de s>;alax¡as constituye, ;i escalas yxtra entonces una singuhiridad de densidad iníiniia. mayores, una aproximaeiétn. Otra vía consiste en uiiliztir Algunos cosmólogos del Big Crtmeh creen (|ue éste es otro el electo de ení(K|ue de la «eur\;iiura» del t'spacio en el Big Bang, y (|ue el Ihñver.so empezará de inmediato a modelo de l'anstein del 1,'niverso. Vimos ya (|ue hay dos expandirse nuevamente en otro ciclo de su existencia. Este clases de espacio, «abierto» y «cerrado»; y se,í>im las nuevo Universo tendrá diferentes tijxis de maieriit, fuerzas, ecuaciones más sencillas de la cosmoloí>ía, corresponden e incluso leyes físicas distintas (|ne las nuestras. (laciamente a un Universo en ex]tansi(')n continua y a otro Sin embargo, ([uizá rt'sulte justo decir (|ue la mayor (|iic, linalmente. empezará a contraerse. Kl Universo (|ue pane de los astiónomos actuales consident (pie el Universo se expiinde pañi siempre es el modelo abierto, también es comparativamente vacío, es decir abierto, y que se iníiniio en «tamaño». Por otro ladtj, el Universo C[ue tiene ex|tansionará por siemjtre. l’ampoco l’amp oco en este c:iso c:iso el materia suíicienle como para Irenar la cx|)ansi6n hasta su panorama para nuestros descendientes es promeledor. paralización es el modelo «cerrado», (|iie se curva stjbre sí Aun cuando no se enfrenK'ii al inminentemente irremedia mismo, y en donde, si no liu'ra |)or la complicación de la ble Cruneh, caerán en líi trampa de la «muerte térmica» ex|)ansi('m, podríamos describir uiiíi trayectoria redil a (pie predijo lord Kelvin (m 1851, antes de (pte se conocicintvés d('l esjxicio y lles>ar al |)uulo de {xirtida por líi ran otras gahtxias y la expansiém del Universo. puerta de atrás. Sná lina muerte prolongadíi y describirla en términos Un ambas clases de Universo, los rayos de luz se de años sería inconveniente. En vez de ello, denominare ((xalizan ligeramente cuando viajan a Iravt's dcl ('spacio mos it la Edad del Universo Univ erso hasta iupií a los 15.000 vacío entre las las gahixias. Si un obje to de de lamai lamai'Kj 'Kj lijo por millones de años como com o «un segundo cósmico». cósmico» . En esta ejemplo, ejem plo, una regla se itlejase de nosotros, lo verííimos en nueva escala, nos hallamos en la actualidad ;i un segundo (trincipio encogerse como podríamos e.s])crar, pero una vez cósmi cós mico co des des|) |)L Liés iés del Big Bi g Bang, Ban g, y nuestro nue stro .Sol .Sol y la fie rra (|uc superase una d¡.stancia de aproxiiriadarneiile 10.000 tienen iiiui edad de un tercio de segundo. ],as estrellas mueren de conliiino dentro de cada gala millones de años luz, volveríamos a verlo aparecer más largo, ¡auiKjue siempre haya estílelo alejándose! No es xia, y nacen estrellas nuevas a partir del giis en las galaxias sorprendente t|ue este eléelo de enfó(|ue sea más intenso es|)irales e irregulares, lo (|iic iigota la provisión disponible para la «curvatura» del Universo cerrado; y los astréino- dcl mismo. ,\un cuando las estrellas morilnindiis exploten mos han investigado diversos objeto s -cú m ulos ul os de gala o expulsen algo de gas al espacio interestelar con el fin de xias y l iidiogalax iidio galaxias ias en |iarticular con el propéisito propéisito de ver reponerlo, la cantidad (pie devuelven suele ser menor que cómo .su tamaño depende de la distancia. Uas res|)uestas, la (¡lie originalménle han lomado; como resultado de ello sin embargo, no son concluyentes, ya (|ue la .Naturaleza no hay cadáveres compactos de estrellas, enanas bliincas,





















































Dos Imihiíuladi's ¡mra el tíllimo

observaciones que se efectúen

desíino del Universo: el colapso

durante los próximos años

en un «Hig Cnmch», o la expansión eterna. I ms

decidirán cuál es más probable.

eléctrica). eléctrica ). Toci Tocios os los cuerpos en órbita la Luna , la 'Tierra y el Sol, en órbitas muy distintas pero similares en este sentido— pierden en la actualidad energía de esta Ibrma, pero a un ritmo lento. Para lapsos ordinarios, o incluso para la edad del Universo, en un .segundo cósmico no se puede detectar una diferencia en la órbita. Sólo cuando hablamos de la|)sos de años cósmicos se contraen, poco a poco, las órbitas de las estrellas en torno al al centro de las galaxias. Si esperamos durante muy largo tiempo -lo que significa un un billón billón de años cósmicos , comprobaremos que las estrellas muertas de nuestra Galaxia (incluyemelo los rescoldos de lo cpie fuera el Sol) han descrito una espiral hacia el centro para (itrniar un masivo agujttro neígro. T.n los cúmulos ele galaxias, las galaxias individuales describirán espirakts hacia el centro del eaimulo, y se agruparán como tin agujere) negro supergaláctico aún más pesado. El Universo consistirá tai inmtaisos agujttros ne gros, cada uno tan pesado como galaxias o cúmulos de galítxias, sepaiados por enonnes (txUaisiones ele vacío. Existe un último acto tm la historia del Universo. Recoreleme)s (|uc Ste-phen Hawking mostró e]ue los aguje ros negros se cva|X)ran lentamente, perdiendo en efecto su masa en un flujo de electrone;s y positrones, lentamente ;il principio, pero dando lugar a una explosión final. El agujero negro más pesaelo es (“I (|ue más tarda en evapo

rarse. Un agujero negro de estrella permanecería durante un periodo mucho más largo (|ue los considerados hasta aquí, y otros agujeros negros desa|)arecerían intactos dentro de los agujeros negros del centro fie las galaxias. No obstante, aun cuando más lentamente, estos agujeros negros galácticos y supergalácticos están en pioceso de evapoiación. Poco a poco se convierten en f'lectrones y positrones, en un periodo de unos 1.()0().()()().00().(HK).()()(). OOO.OOO.OOO.OOO.OOO.OOO.OOO.OOO.OOO.OOO.ÜOO.OOO.OOÜ.OOO. 0()().()0Ü.()()0.()(X) 0()().()0Ü.()()0.()(X).()(X).()()().()()0 .()(X).()()().()()0.0()0.(X)( .0()0.(X)()) años año s ahmicos. En esta apabullante fecha del iuturo, la bola de cristal empifíza a confundirse. Nuestra mát|uina del tieiu|jo nos muestra f|uc el Universo (ontiene casi linicamente electro nes y positrones separados por vastas distancias. T.n el Universo, aiin en expansión, es probable (jtie estas partícu las nunca nunc a se encuentr encu entren en ni se ani(|uilen. ani(|uilen. con ellas, increíblemente separados, estarán los littones del fi)ndo de radiación, ya enlriados y estirados hasta longitudes de onda más largas <|ue todo lo (|ue [)odamos imaginar. Quizás estos íi)tones tengan la última palabra. .\ partir del momento en (]ue la materia se atrevió a íiatnar átomos y seguir su propio decurso independiente de la radiación, sólo un millón de años (terrestresj después del Big Hang, los íf)tones de radiación han sido principalmente pasivos espectadores. Desde la íi)rmaci(')n de galaxias y estrellas, y desde la época de la vida fuere ella lo que fuere hasta la muerte de la materia en agujeros negros y su resurrec ción en forma de electrones y positrones esparcidos, estos Ibtoncs se han mantenido al margen, l'll estoico fondo de radiación ha permanecido au.sente d(' los tiitiníits y trage dias del l.hiiversü. Pero algunos de estos l()tf)nes inciden favorabkanente sobre tiuestros radiotele.scopios y nos ha blan de cuando empezó nuestro Universo.





















































ciencia está están n I m s Jn n lera s de la ciencia en coníinua expansión. En el pr im er al u n iz aj e, en ¡9(>9, Kdwin Atdrin lleva a cabo un experimento para comprobar el

viento solar de partículas carnadas. A partir de entonces,

tripuladas desvelarán pronto los .secretos de los planetas

nuestro conocimiento del .sistema ■solar interior ha aumentado

exteriores. exteriores. } ' el espacio es apenas

enormemente: sondas no

una de las muchas fronteras que hay que explorar.





















































12. La búsqueda continúa























































l'J universo en tocia su cxtcnsic'm es el campo de invesligaciciii de lc« modernos cienlílieos. Hemos visto el modo en (|ue experimentadores y técnicos colaboran en el cstudicj completo comp leto de lodo lod o lo C|ue imjrl ique tam tamaño año,, edad y energía energí a del Univenso y los progresos logrados en la comprcnisión de éste han sido ccjlosales. I,a legión de científicos cine actualrncmtc- trabaja en la materia supera a todas las anteriores generaciones de científicos. Si a esto añadimos los aceleradores de partícu las y los telescopios de nmltimilloiies de dólares c|ue han rebasado las fronteras del conocimiento, así como los ordenadores cjuc acabíin con la tediosa tareti de los largos cálculos, líi celeridad de los actuales descubrimientos pucxle no parecemos tan sorprendente. La tradicional estampa del científico aislado, c|uc por casualidad efectúa un descubrimiento en su laboratorio, ha dejado de ser real. L;i mayoría de los proyectos de investigación compromete a grandes c(|uipos de citmtífieos, cada uno de los cuales contribuye con sus técnicas especiales y ayuda a los demás, lo (|ue favorece la rapidez en el análisis de los resultados. A pesar de existir una saludable rivalidad en cuanto a nuevos descubrimientos, las modernas eomunieaciones han dado lugar a un importante aumento en la colabora ción a nivel internacional. Lxisie un sentimiento auténtico de comunidad internacional, en e.special en una ciencia

I ms

(wancei cumlíficos

involucran a menudo lémica-s nuevas: nuevas: esta esta Jolo gra Jía de la constelación de Orión muestra sólo unas cuantas estrellas más de las visibles a sim/de vista; /¡e ro em pl eá nd oa ' un fi lt ro

especial se pueden resaltar das nubes de hidrógeno. La pequeña fo r m a d e p er a es la .V eb ul os a de Orión, )' el círeuln ¡¡runde ¡¡runde ( ¡.az» de Barnard) es quizás una «burbuja» hinchada por las calientes estrellas centrales.





















































r>m aurora se origina en el «vient «viento» o» que ¡luye del Sol y que

científicas, estudios más

es canaliiado por el campo

situación es más complicada: son

magnético terrestre en la atmósfera. 1‘ero tal como sucede en muchas investigaciones

detallados han mostrado que la necesarias más investigaciones p ar a co mp ren der p or en tero e! fe nó m en o de la s au ro ra s hore ah" ..

rela(ivanienic simple; y lo mismo sucede cuando los cosmólog;os piensan en el Univ(-rso como en un todo y consideran a las ííalaxias como meros trozos de materia uniformemente distribuidos en un Universo cpie se expan de en el espacio vacío. La distriljución unifitrme de la radiación de fondo del Universo desde sus primeros momentos muestra (|ue, a gran (;seala, éste es extremada mente unifórme. Por cierto, los astrónomos consideran muy difícil comprender por cpié el gas unifiaine que originalmente colmaba el Universo se distribuyó tai agru paciones como las protogalaxias. También las estrellas, a pesar de su impresionante apariencia, son bastante sim ples. La complejidad del Universo alcanza su otinto máximo (-11 los seres vivos, en los que el fenómeno de la vida se debe a intrincadas reacciones químicas y cornple ja s moléculas. molécu las.

¿Algo más que los quarks?

posteriores oltservaciones del Universo. Siempre habrá niKívos hechos que concucrdcn con los anteiiores; nuevos experimentos c|ue contradigan las teorías e.stablecidas. Actualmente la ciencia se encuentra en un |)unto tlonde, al parecer, la estructura del Universo está estaltkxáda; pero nadie pretende Cjtte los detalles estéti ticabados. Ln el mundo de la física de partículas debemos pregutitarnos por las partículas aparentemente «superfinas». Para la conslrueciétti del LJniverso únicamente se necesitan los (juarks «arribtt» y «abajo» y el electrém y su neutrino. I'odavía hay, al menos, otros dos c|u;irks y otros dos Icploncs. Esto puede relacionarse sutilmente con la forma en (jtte se manifiestan las cttatro fuerzas, aparentemetite diferentes, que actúan en la Naturaleza, las cuales |)rob;iblemente no son sino manifestaciones difidentes de una única fuerza básica. Existen cuatro tiuarks bien conocidos, y otros dos probables. Pero hay una complicaciéiti ¡idicional (|tie hasta este mo momen mento to no n o .s .se mencion men cionó. ó. Los C| C|uark arks han de tener una nueva clase de «carga», además de sus cargas eléctri cas. Las leyes cuánticas no permiten epte pttedan existir dos quarks idénticos en una partícitla; siti embiirgo, en una de ellas como co mo la om omega ega minits hay tres (|ua (|uark rkss «extraños» aparentemente idénticos. Los teóricos creen





















































Ihmtu de inleneccióu de los (millos de almaceiuinúento de inlersección (ISIij del CKItX. esle ¡mulo colisionan las

fx ir H n da s qu e vi aj an en direcciones of/iiestas por los dos pr an de s a n il lo s, lib er an do energía que puede dar lugar a la

creación de nuevos pares pc tr lt cu la -a n lip ar lí cu la . E n la actualidad está en construcción un isii más potente, <¡ue podría

pr od uc ir la s pa rt íc u la s ju n d am en ta le s má s pe sa da s pr ed ic lia s p o r la s ac tu ale s teorías.





















































l II leiiifiraiiii exjieiimfiilii (¡uv indica ijtie la teoría que nlaciona

esta fotografía de la cámara de burbujas del CKR.X', un

l>rediclia teóricamente; produce otro antineutrino (invisible) )■

las fuerzas débil y f'l ecir om agi iéti ea es co rre cta .

anlineutriuo anlineutriuo (inv isible) afecta a

un electrón electrón en movimiento ( la fi n a tr az a ho ri zo n ta l cu rv ad a) . Dos rayos gamma originados en

Exactamente deliajn del centro de

un electrón estacionario en una interacción de «corriente neutra»

este proceso crean dos pares electrón-positrón, que pueden verse claramente a la izquierda de la traza del electrón original.

gíuige para unificar las fuerzas débil y electrtitnagnética: otra teoría de gauge describe el modo en (|tte la fuerza literte del glucín mantiene unidos los t|uarks eti |irotones u otros bariones. Los físicos esperan cpie existíi una teoría de gauge más general C[tte armonice ambas, y que combine asimismo la fuerza fuerte con la débil y la electromagnéti ca. Las teorías de gauge fueron verilicatlas por un Jmeu lísico belga, entonces estudiante de cUxtorado, llamado (ierarcl ’t llooft. Ll problema (|ue cotnplicaba a estas teorías residía en la imposibilidad tle renornuilizar las partículas masivas de «spin uno». Lsto es. no tenían sentido matemático porcjue daban resultados infinitos. Ihxifl demoslrcí C|ue una cla.se particular de teorías (|ue itivolucraban partículas masivas daba resultados finitos, \ desarrolló nuevas técnicas para tratarlas. fres de las cuatro fuerzas qtie o]X'ran en la .Ntituraleza estarán entonces cobijadas bajo el mismo techo. Seiemos





















































Un serio contendienle en !n umfuacwn de Indas las fuerzas r Imrtindas es la teoría de la «supergravedad». Sólo una clase

de partícula de o de h’plón. p lón. L a centra ahora no pa rt íc u la s, sin o

de partícula partícula —la llamada «superpartícula» — puede

p or lo s qu e la su pe rp ar tíc ul a desempeña sus distintos papeles.

fuerza, de quark atención se en tas propias en los pr oc es os

manifestarse como cualquier tipo «supciparuíuliu’























































El helio modelo e.sfdra/ de los dism de las galaxias se oiighia en la giavilariiín. la fuerza nalural nalural menos itiletisa itiletisa j cuya

.ingloanslraliano, se ha pr oc es ad o esp ec ia lm en te p a ia mostrar los detalles dé los brazos espirales: compárese con la

naliiraleza básica aún no ha sido

jo to g r q fí a no rn ud de Mll.'l de la

comprendida. Esía fotografía de .\iH3. de! Oh.scnalorio

p ág in a 164.

años (aun cuando trabajó en una época en la (|ue se ignoraban otras fuerzas). Un llierte eontendiente etijtaz. de lograi una teoría euáuiiea gravittteional y una unilieaeic'ui con las olías fuerzas, vinculándolas vinculán dolas finalment final mentee con los (|ua (|uark rkss \ IcjitolU's, es nn reciente descubrimiento llamado siipergramlad. Ksta parte de la idea de un «orden» fundamental, exten diéndolo, para abarcar a «panículas» y «partículas de liierza», como una supersimetría: a(|iií. la gravitacii'm aparece, bien como «partícula de fuerza», bien como el tipo de campo que descrilte la relatividad general. La supergravedad es una forma elegante de combinar las fuerzas, his partículas y la idea básica de «orden» en el Universo; pero ,sé)lo se halht en primertis ela|)iis.





















































i,t mayor radiotelescopio de! mundo es un plato enrejada jijo de 305 metros de diámetro, suspendido en una hondonada natural cerca de Arecibo. Puerto

Rico. lista antena se nliliza tanto en radio como en astronomía astronomía de radar, y se la ha empleado para transmitir el pr im er m en sa je hu ma no

interestelar intencionado al espado, ¡‘osee potencia sujiciente p a ra co m un ic ar con un a an te na .similar situada en cualquier lugar de nuestra Galaxia.





















































Sólo recientemente han aceptado

estiwieron originalmente unidas a

tos geólogos que tos continentes

A fr ic a y a la A nt ár tid a.

terrestres se mueren; ahora se pi ens a qu e la In di a y S ri ¡Mtika, vistas aquí desde una cápsula tripulada Géminis,

Indudablemente, nuestro nuestro planeta reserva aún muchas sorpresas a los científicos.

de la Naturaleza y observan los resultados de un «experi mento» situado más allá de nuestra propia capacidad. En la interrclación entre físicos y asiiónomos hay un lema fascinante al que solamente puerh'u acceder los astrónomos. ¿Carnltian con el tiempo algunas cantidades fíindamentales, tales como la carga del electrón y el número que relaciona la energía y la kaigitud de onda de un fotón (constante de Planck;? Eos físicos tienen (jue realizar sus experimentos en cf ]jresente, pero los astróno mos pueden introducirse en el pasado cuando oltservan objetos muy lejanos: al examinar la «línea» de radio de 21 cm. del hidrógeno, así como las líneas del cs|ieclro óptico de los ejuásars lejanos, comprueban tpie las constantes físicas no varían (o, si lo hacen, ello sólo puede ocurrir de





















































¡Mi naves cspavin cspavinle.s le.s l ‘wneer 10 1' //, ahora fuera del sistema solar, llevan esta tarjeta de visita interestelar, ¡.os circuios (arriba) representan átomos de hidrógeno: las lineas radiales (centro), las direcciones de

(D-Ó

ciertos púlsars de.\de el Sol; la hilera de circuios (abajo), el Sol y los planetas. Los dibujos (derecha) pueden ser comprensibles al menos en parte p a ra uner 'cul tura aj en a.

/ '

en un avión U-2 capté) tma \ariación. Ll cielo |)arece estar ligeramente más «caliente» en la dirección de la constelackin de Leo. Desgraciadamente, e.sa no era la dirección C|ue los astrónomos habúin preclicho. Si tomamos el resultado como valor nominal y permitido por el movimiento del •Sol, resulta (|ue nuestra Galaxia atraviesa rápidamente .su e.spacio local a la asombrosa velocidad de bOO kikimetros |jor segundo. De hecho, todo el grupo local de galaxias tendría cpie hallarse en movimiento a esta alta velocidad; y lo mismo debería sucedcrle a nuestro inmenso ciimulo de galaxias vecino en la constelaciétn de \'irgo. .\ los astrónomos no les satisface este resultado. La mayor parte de las medieiones anteriores habían sugerido t|ue cada





















































Loi cráteres del meteorito de Henbury, en Australia, devastación originada por la caída de restos interplanetarios. En una reciente y controvertida controvertida teoría, teoría, sir Fred H qyie y Chandra Wickramasinghe sostuvieron que

la vida fue traída a la Tierra desde el espacio en pequeños gr an os m el eo rü ic os . E sta s controversias son esenciales para la ciencia, pues obligan a los científicos a reexaminar sus evidencias y sus interpretaciones.

muclio más allá del alcance de los más modernos ordenadores. Resulta más sensato dejar que la Naturaleza efectúe estos cálculos en su forma habitual, mezclándose los componentes de dos tubos de ensayo y estudiando los resultados.

Como ya hemos visto, las criaturas vivas tienen una evolución algo extraña en el Universo. A partir de elementos sencillos, reforzados mcxliantc algo tan exótico como la fuerza electromagnética, la vida ha evolucionado hasta sistemas de tremenda complejidad. Y no sólo como una mezcla compleja al azar: los procesos de la vida constituyen el culmen de la organización. Los millones de moléculas de cada célula están dirigidos para actuar al unísono: para contraer un músculo, para portar un mensaje eléctrico, paia alimentar, para reproducir. En cierto modo, todos los procesos gobernados por el .\I)N central y ejecutados por las proteínas han creado agregados maravi-























































¿Implosión o explosión? A pesar de tratarse de una de las

M 8 2 aií n en tu si as ma . Unicamente mas ob.servacwnes,

Instituto de Tecnología de Californ ia y la Instituci Institución ón





















































Urnt ¡âtaxia espiral, .NGC

tienen lagar a una escala

procesos d(; la vicia tuxc'siiainos donictuos más pesados





















































dcscoriociinicnio, tanto cotno los intentos, cada vez más frcaicntes, en el terreno de la parapsieología; y ello, pese a

mos que es realmente sorprendente Cjue su dominio sea tan diferente en tamaño del nuestro. A pesar’ de todo,









































































































inciitc a clisiaiK'ias muy (lilcicutcs, todavía se tuili/an l;is (onslcl (ons lclai ai ioiu's ptira ptira dcsd ibir ibi r l;t local l ocalizaci ización ón de un objeto objet o cu el

enlace de valencia. .Algunos átomos, como el earlx.mo, |Hiedeu originar Itmto enlaces sencillos como dobles o triples,





































































































































































































































































































































































































































































































Nigel Henbest - El Universo en Explosión

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