Albert Ducrocq es un reputado especialista de astronáutica cuyos libros sobre las diversas facetas del tema, traducidos a diversas lenguas, gozan de amplia audiencia internacional.

Este libro, primero de una serie dedicada a la cibernética y el universo, constituye un estudio científico de la evolución de la materia, esta gran aventura que el propio autor llama novela de la materia.

La física clásica creía que en el universo reinaba un desorden generalizado, pero la cibernética, arrojando nueva luz sobre los misterios del cosmos, nos conduce a una conclusión diametralmente opuesta que las páginas de este libro nos presenta: a partir del caos de las partículas era lógico que apareciesen organizaciones rudimentarias, que se formasen estrellas, que nacieran elementos; que a Tierra se haya constituido y la vida se desarrolle…

La aventura del cosmos tenía que producirse. Estas páginas son su apasionante relato.

Albert Ducrocq

La aventura del cosmos

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Titivillus 09.12.2017

Título original: Le Roman de la matière, Cybernétique et Univers I

Albert Ducrocq, 1963

Traducción: Antonio Ribera

Editor digital: Titivillus

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Introducción

En la Prehistoria, el hombre inventó herramientas que eran una prolongación de la mano. Después las accionó mediante el viento y la fuerza hidráulica. Finalmente, durante la era industrial, el relevo del músculo se hace en gran escala merced a la hulla y el petróleo y con la magia de la electricidad. Los esclavos mecánicos pueblan la Tierra a millones.

Sin embargo, al llegar a esta etapa, la mentalidad del hombre apenas ha cambiado. Sigue considerándose el único depositario de la inteligencia en su planeta. La proliferación de las máquinas lo afianza en esté convencimiento, pues son a manera de peones cuyos movimientos él gobierna a su antojo. No pasan de ser simples agentes que ponen en ejecución los programas dictados por el hombre, el único capaz de recoger las informaciones necesarias para establecerlos.

Esta transcendencia intelectual del hombre está confirmada por el físico, inventor de la entropía. La entropía de un sistema, nos dice, es su «cantidad y desorden» y allí donde un sistema queda abandonado a sí mismo, ésta únicamente puede aumentar. Pero existe una soberana excepción para esta ley en el caso de la materia biológica, pues la característica intrínseca de los seres vivos consiste en su lucha contra el azar. Y el hombre lleva este combate al mundo que lo rodea y lo transforma, pues conoce la arquitectura, la geometría y la mecánica.

La revolución industrial le proporcionó nuevas armas. Pero al llegar al siglo XX, la máquina empieza a salir de su letargo. Efectivamente: los técnicos la proveen de «captores», verdaderos órganos de los sentidos en miniatura, que le permiten recoger informaciones necesarias para realizar su trabajo. Así nacen las máquinas llamadas cibernéticas, capaces de dirigirse a sí mismas y que en el terreno que les es propio pueden alcanzar objetivos determinados, tal como hace el hombre, creando el orden y haciendo disminuir la entropía.

Teniendo en cuenta que estas máquinas cibernéticas han sido concebidas y realizadas por el hombre, sólo poseen una «delegación» de su facultad creadora.

Con todo, el hecho de que semejante poder se delegue, inicia una profunda revolución intelectual. Hay que llegar a la conclusión de que el orden es el fruto de notables estructuras, en este caso las de las máquinas cibernéticas que, una vez construidas, pueden generar una organización.

La mecánica, la electrónica o la hidráulica, en efecto, no son más que medios; todo su interés reside en los esquemas que permiten realizar, o sea, que los cibernéticos concentran su atención en la función, considerando la técnica como secundaria.

Nace una nueva ciencia, cuyo sentido consiste en estudiar la reacción recíproca de diferentes sistemas, dejando de tomar al hombre como referencia. Así sucede, a la clásica física de las cosas, una física de las relaciones, que tiene en cuenta las estructuras y sus efectos.

El problema de la evolución del Universo encuentra entonces sus bases. ¿Y si el orden del cosmos se debiese a estructuras que fuesen a su vez el producto de otras estructuras?

Éstas fueron las reflexiones que nos embargaron al efectuar nuestros primeros estudios sobre la cibernética. Pudimos observar esto: el hombre se gobierna y construye máquinas que se gobiernan por sí mismas, en la actualidad, pero antes de su aparición, la Tierra y el Universo entero se gobernaban…

Fue entonces cuando comprendimos que el estudio de las estructuras debía constituir la ciencia fundamental. Y con este convencimiento, sentamos las bases de una «inteléctica» en un libro matemático titulado Lógica general de los sistemas y los efectos.

En otros tiempos, la física aportó soluciones al hombre, permitiéndole comprender ciertos fenómenos de su Universo. La cibernética las integra en una síntesis: de las ciencias, hace la Ciencia.

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Visado para el cosmos

Una cámara cinematográfica instalada en nuestro planeta desde su creación, hubiera tomado una película cuyo carácter verdaderamente fantástico podremos imaginarnos, pasándola en pensamiento en el espacio de pocas horas.

Aquí, la Vía Láctea es un piélago celeste cuya espuma multicolor engendra vastos enjambres estelares. Allá, los astros se desplazan en todos sentidos: algunos poseen la rapidez de estrellas fugaces y otros avanzan lentamente, como nuestros satélites artificiales. Por doquier se ven los destellos y los fuegos artificiales cósmicos, cuyas chispas se dispersan majestuosamente.

Mientras el Universo se organiza, otra actividad da principio en la Tierra, cuya corteza, sacudida por convulsiones, ha creado plegamientos en su superficie. Los océanos destruyen continentes enteros tal como hoy, en nuestras playas, las rompientes se burlan de los castillos de arena. Movida por los rayos del Sol, la sutil maquinaria atmosférica modela unas tierras que heredan del mar un hormigueo llamado vida.

Durante el último cuarto de hora, una rica vegetación recubre el planeta. Los últimos minutos de la proyección nos presentan a los mamíferos y en las últimas imágenes se oye el rumor de las oleadas humanas. Al ritmo de esta película, en un segundo se suceden diez mil generaciones. Frente al cosmos, la vida es un relámpago. El hombre apenas tiene tiempo de nacer, conocer a sus hijos y desaparecer, después de contemplar un Universo que a sus ojos es inmóvil como una estatua.

Pues de esta película prodigiosa ve únicamente el último fotograma. No sabe que se ha representado una obra prodigiosa y que su fragmento de espacio es la imagen de su fragmento de tiempo: el cielo es un decorado cuyo sentido no comprende. Los árboles dan la medida de sus edificios. No vive en el espacio, sino en una superficie; la delgada corona que rodea a la Tierra le sirve de cuna y de tumba.

Al ignorar el Universo y no sospechar que su pequeña morada constituye el extraordinario producto de una especialización, el hombre trata ingenuamente de buscar actores de su talla, para que le expliquen el cosmos en el lenguaje de los fenómenos terrestres.

En el pensamiento del hombre antiguo, el Sol efectúa todas las noches un misterioso viaje en barca por un río que lo conduce de Occidente a Oriente. Los poetas cantan la epopeya del Universo a la escala de un océano, de una familia, de una tradición.

La materia más sencilla

A decir verdad, será necesaria una larga y ardua labor antes de que pueda entreverse la fisonomía del Universo. Se dibujará muy tarde, cuando la civilización haya engendrado diversos refugios intelectuales. Pero incluso entonces, en su vida cotidiana, el hombre se preocupa poco por el cosmos y la estructura de la materia no le interesa, al no comprender la utilidad de semejante conocimiento. Grimm nos dice que existe un fondo inagotable de credulidad y superstición en el corazón humano. Su contrapartida fue siempre una sorprendente indiferencia por parte del hombre hacia los sucesos que no le conciernen: los precursores no consiguen interesar a sus contemporáneos por las causas extrañas a su existencia cotidiana.

Por lo tanto, durante siglos el estudio de la materia fue el patrimonio de un reducido número de individuos, cuyo nombre y cuya obra permanecen ignorados a menudo por parte de sus coetáneos. Mas por encima de las vicisitudes, de los años y los reinos, son los artesanos de una revolución intelectual. Bajo sus auspicios, el hombre empieza a comprender los engranajes de su Universo y a disecar su materia.

Esto no resulta sencillo, teniendo en cuenta la perfección que alcanza en el marco terrestre. El hombre ve a su alrededor un terreno cubierto de vegetación, árboles y ríos, y descubre una vida, patrimonio de un medio superiormente organizado. En el árbol genealógico de la materia, es el extremo de una rama, pero él no lo sabe. La sangre que derrama en el combate, la carne que le sirve de alimento, la madera que quema, son substancias que él considera primitivas. Sin embargo, se sitúan a gran altura en la jerarquía de la materia; son el resultado de un prodigioso trabajo que la naturaleza realiza desde hace cientos de millones de años.

Incluso el reino de los cuerpos inertes, que los naturalistas colocan en la parte inferior de la jerarquía, tiende una trampa al investigador. Aparece bajo tres fases: gaseoso, líquido y sólido. Y se concede un interés creciente a este orden. Desprovisto de forma, de volumen, hasta de color, el gas apenas inspira nada. El líquido es más accesible a los sentidos: un volumen determinado lo hace palpable. Pero ante todo, el hombre concede su atención a lo sólido, pues éste domina el marco terrestre del que él ha surgido y que su cerebro ha aprendido a conocer, amar y temer.

Efectivamente, lo sólido da su fisonomía a nuestra Tierra, que merced a él está poblada de formas, a través de las cuales el hombre identifica el medio exterior y clasifica sus recuerdos. En presencia del objeto desconocido, el primer reflejo consiste en buscar un parecido. Lo sólido sirvió para edificar una geometría y una física que adoptaron el metro por patrón.

Ahora bien, esta situación es propia de los planetas. A la escala del Universo, lo sólido constituye una excepción: el espacio y las estrellas son gaseosos. En vez de ser un estado primero, lo sólido fue el fruto de una organización: un simple cristal de hierro representa una prodigiosa arquitectura, en la que los átomos encadenados forman interminables frescos. Mas para descubrirlos se requerirán microscopios especiales, que aumenten millones de veces…

Teniendo en cuenta que una diferencia de escala separa al átomo del hombre y que los sentidos de éste no le revelan la acción de los átomos, el hombre tendrá mucha dificultad en seguir el camino que conduce a los verdaderos agentes de la materia, en descubrir las prodigiosas reglas del mundo de las partículas, en «interpretar» sus impresiones sensoriales a la luz de las mismas.

A decir verdad, este mundo jugará durante mucho tiempo al escondite con el puñado de investigadores que se propusieron descubrirlo. Los ojos no lo ven ni el cerebro lo imagina. Los físicos lo sorprenderán, no en las estructuras colectivistas de los sólidos, sino en los gases, que representan un estado de materia sencillo, sobre todo en el aire que el hombre respira y cuya masa constituye una verdadera pantalla interpuesta entre la Tierra y el cosmos.

Su exploración contribuirá poderosamente a que el hombre obtenga su visado para el Universo. Por lo demás, todo se transforma cuando se franquea la atmósfera, del mismo modo que al abandonar un país, el paisaje, las leyes y las costumbres adquieren un aspecto distinto.

Descubrimiento del aire

El aire es hoy para nosotros una materia hecha de la misma pasta que los demás objetos. Como es sabido, basta con hacer descender su temperatura para que el aire se vuelva líquido como el agua, convirtiéndose entonces en la base de una industria. A una temperatura aún más baja, es sólido como el hielo. Este hecho nos parece natural. A principios del siglo XVII, nadie podía sospecharlo: el aire se consideraba todavía un ente misterioso al que ni siquiera se le podía llamar substancia.

El primer episodio de su descubrimiento tiene lugar con Galileo, cuya experiencia consiste en comprimir al aire en un globo, que entonces aumenta de peso. Esto permite a Galileo formular el primer orden de magnitud por lo que toca a la densidad del aire[1].

En realidad, lo que el físico pesará será toda la atmósfera, aunque de manera indirecta. Los fontaneros de Florencia le explicaron que sus bombas se negaban a aspirar el agua por encima de 32 pies de altura. Galileo imagina la razón de ello, considerando que la atmósfera debe de equilibrar semejante altitud.

Su discípulo Torricelli propone entonces utilizar un líquido mucho más denso, el mercurio, que en aquella época recibía el pintoresco nombre de «argento vivo». En un tubo en el que se había hecho el vacío, Torricelli ve que el mercurio se eleva a 76 cm. Esto justifica a sus ojos el razonamiento de Galileo: «Vivimos sumergidos en el fondo de un océano de aire —escribe a Ricci en 1634—. ¿Por qué hay que sorprenderse de que el argento vivo se eleve hasta equilibrar el peso del aire que le empuja?».

En Ruan, Pascal repite con diferentes líquidos los experimentos de Torricelli. Descartes le sugiere que compruebe si el argento vivo asciende a la misma altura, efectuando la operación en la cumbre de una montaña. Pascal hace que Périer realice esta experiencia en el Puy de Dome. Y en París, crea el observatorio de la Torre Saint-Jacques.

Ha nacido el barómetro. Mide la presión atmosférica, cuyos efectos pone de relieve la bomba de vacío inventada por Otto de Guericke: en 1654, este físico, que era burgomaestre de Magdeburgo, demuestra que hacen falta fuerzas considerables —proporcionadas por dieciséis caballos— para separar dos hemisferios entre los que se ha hecho el vacío.

A partir de entonces, el aire tendrá un rasgo en común con los sólidos y los líquidos: el peso. Por lo tanto, merece muy bien llamarse materia.

La naturaleza de los cuerpos

Pero ¿de qué substancia está formado? Por aquel entonces, esto no se sospechaba ni remotamente. Las ciencias de la materia también pasan por su época de pura mitología, con la «flogística» de Stahl. Y hay que esperar a 1741, para que Lomonosov esboce la primera clasificación racional de los elementos.

Solamente a partir de 1770, Scheele, Priestley y Lavoisier analizan el aire, del que se extrae un gas particularmente activo, que mantiene la combustión. Lavoisier lo denomina «aire eminentemente respirable» o «aire vital». Su presencia se señala asimismo en numerosos compuestos y por último recibirá el nombre de oxígeno, pues el sabio francés lo considera, equivocadamente, presente en todos los ácidos (oxi-geno significa etimológicamente «el que engendra los ácidos»). Esto se convierte en el punto de partida de una ciencia «que tiene por finalidad el estudio de la naturaleza y las propiedades de los cuerpos simples»: la química.

Por lo tanto, el aire contiene oxígeno. El resto es una «mofeta residual» en la que se identifica otro gas que se llamará ázoe (del griego a zoein, sin vida) o nitrógeno.

Cavendish, por su parte, consiguió aislar al hidrógeno. Los investigadores no tardaron en comprender que todas las substancias están formadas a partir de un número reducido de elementos simples que se irán descubriendo y bautizando poco a poco, con nombres poéticos o rebuscados, según las modas. El gran descubrimiento de los elementos, empero, fue obra esencialmente del siglo XIX, de Mendeleyev, estableciéndose su clasificación.

Sin embargo, desde principios del siglo XIX el aire ha perdido su misterio y los sabios comprenden que sus elementos constituyentes se encuentran también en otros cuerpos. Empieza a dibujarse la unidad de la materia, a través de sus diferentes disfraces.

Descubrimiento de la estructura atómica

Mientras continúa el descubrimiento de los elementos, el siglo XIX es testigo de otro acontecimiento decisivo: se vislumbra la constitución atómica, a través de una serie de episodios. El primero se inicia con la famosa discusión entre Alejandro von Humboldt y José Luis Gay Lussac.

Humboldt sentía pasión por la ciencia desde su juventud; llegó al extremo de herirse, para reproducir en sus músculos la experiencia hecha por Galvani con una rana. Y el célebre naturalista dio su nombre a muchas plantas y minerales. Estudió en 1804 las condiciones en que se combinan los gases; parecían aún muy misteriosas y Humboldt emprendió una ingrata labor de interpretación.

Gay Lussac era un joven auxiliar de Física, que acababa de ilustrarse mediante ascensos en globo. Atacó con ardor las conclusiones de Humboldt. Este quiso conocer personalmente a su acérrimo adversario; de su discusión nació la luz y una amistad que había de unir hasta la muerte a los dos antiguos adversarios. Así, el l.º de pluvioso del año XIII, presentan juntos a la Academia la histórica memoria en la que afirman que el agua está engendrada por una combinación de dos volúmenes de hidrógeno con un volumen de oxígeno. Y a los ojos de los físicos, esta ley es general: los volúmenes de los gases se unen en proporciones simples.

Un profesor de Turín, Amadeo Avogadro, propone entonces una explicación, emitiendo en 1811 su gran hipótesis molecular. Este físico afirma que, contrariamente a las impresiones de nuestros sentidos, la materia no es continua y sobre todo que los fluidos están constituidos por una gran colección de «pequeñas masas» o moléculas (mole = masa). Estas moléculas, verdaderas muestras de las substancias, deben considerarse como formadas por cierto número de constituyentes elementales denominados átomos: cuando dos substancias reaccionan químicamente, es que se libran verdaderos combates cuerpo a cuerpo a la escala molecular.

Se comprende que en los gases, las moléculas estén muy espaciadas, mientras que están muy juntas en los líquidos. Esto permite dar una nueva interpretación a los cambios de estado: hacer hervir un litro de agua equivale a dispersar en 1700 litros las moléculas que contiene.

Y la ley descubierta por Humboldt y Gay Lussac se explica inmediatamente: basta con admitir que, en condiciones idénticas, las poblaciones moleculares de todos los gases son las mismas.

El triunfo de Avogadro

Se ha dado el paso decisivo. El átomo ha hecho su aparición en el lenguaje científico.

Demócrito ya lo imaginó en la Antigüedad. El filósofo jónico veía en los seres colecciones de átomos que se movían en el vacío. Y Lucrecio evocó igualmente al átomo en un pasaje célebre de su obra De rerum natura. Pero todo esto no pasaban de ser especulaciones filosóficas.

Mas entonces esta idea se convierte en un concepto científico que explica la materia. Los físicos descubrirán para cada elemento un átomo cuyas características se precisarán más tarde.

Pero de momento, el hombre aún tiene mucha dificultad en admitirlo y durante cerca de medio siglo las tesis de Avogadro, totalmente ignoradas del gran público, son incluso mal vistas en los medios científicos, donde el concepto de átomo se considera «demasiado teórico».

Avogadro triunfa a título póstumo, dos años después de su muerte. En 1858, un químico italiano llamado Cannizzaro, que trabajaba en Génova, tiene una súbita y genial inspiración. Comprende que desde el punto de vista de Avogadro la estructura de las moléculas aparece inmediatamente: si dos volúmenes de hidrógeno se combinan con un volumen de oxígeno, sin duda esto se deberá, sencillamente, a que una molécula de agua tiene dos átomos de hidrógeno y un átomo de oxígeno. ¡No haber pensado en ello! Se escribe entonces la fórmula del agua H₂O y se consigue rasgar ampliamente el secreto de la constitución molecular.

Da mucho que pensar, sin embargo, el hecho de que transcurriesen tres cuartos de siglo entre el año 1783, época en que el genial Watt vio en el agua un compuesto de hidrógeno y oxígeno —opinión tachada entonces de absurda por la Real Sociedad de Londres— y la época en que se establece finalmente la fórmula del agua.

Pero esto aún no es todo. A pesar del éxito alcanzado, la teoría molecular no pasa de ser una simple curiosidad durante bastante tiempo. Resulta muy sintomático el hecho de que después de consagrar importantes notas biográficas a todos los Avogadro, la Gran Enciclopedia del siglo XIX despache con dos líneas a aquel que presenta como un químico italiano, autor de una «hipótesis» célebre: ¡definición que había de subsistir hasta 1945!

El tamaño de las moléculas

Aún quedaba un largo camino por recorrer para que el átomo descubriese sus secretos. En la época de Avogadro, el físico debe limitarse a describir lo que encuentra. Téngase en cuenta, sin embargo, que el átomo sólo existe excepcionalmente en estado libre: en el marco terrestre es parte constitutiva de la molécula y los investigadores se dedican durante largo tiempo al estudio de esta última.

Avogadro adivina la existencia de las moléculas. No las vio ni precisó ninguna de sus características. Esto plantea múltiples cuestiones. La primera incógnita está representada por las dimensiones de las moléculas.

Hay que esperar a fines del siglo XIX para que un gran mago de la física, lord Rayleigh, despeje esta incógnita mediante un sencillo experimento.

Sin duda el lector conoce el juego consistente en hacer flotar en agua un cisne de celuloide, al que se han adaptado bolas de alcanfor, que se disuelven, produciendo la propulsión del cisne por reacción. Pero este experimento solamente da resultado con agua extremadamente limpia. El fenómeno se interrumpe en cuanto se aísla el alcanfor recubriendo el agua aunque sólo sea con una capa de moléculas extrañas. Así, depositando un poco de aceite en el agua mediante un alfiler, bastará con medir la dosis que provoca la detención del cisne, la cual corresponderá a una capa depositada y revelará las dimensiones de las moléculas que la constituyen.

Esta clase de experiencias no permiten cálculos precisos. Sin embargo, nos revelan que los diámetros moleculares son de milésimas de milímetro.

Lord Rayleigh efectuó asimismo la primera cuenta de moléculas. Descubre que, en condiciones normales, un litro de gas contiene entre 22 y 36 mil trillones de moléculas. Más tarde, esta cifra se dará con mayor precisión[2].

Una vez contadas las moléculas, el físico ya puede calcular su masa. Descubrirá números increíblemente pequeños: así surgirá la costumbre, para comparar las masas respectivas de átomos y moléculas, de recurrir a una unidad de masa atómica o «uma», que se define tomando a un átomo por patrón. Este papel corresponderá durante mucho tiempo al oxígeno. El carbono lo sustituyó y hoy se dice que un átomo de carbono ordinario —o carbono 12— tiene por definición una masa de 12 uma[3]. Así expresadas, las masas de los diversos átomos, y por lo tanto de las moléculas, serán muy cercanas a los números enteros: la explicación de esto se hallará al conocer la estructura de los átomos.

El movimiento perpetuo

Aún no se ha llegado tan lejos en el siglo XIX.

Las moléculas ya han sido pesadas y contadas. El físico se dedicará a medir su velocidad.

Porque las moléculas se mueven. Y el hombre se encuentra ante una extraña situación, al descubrir un movimiento continuo. Tiene que abandonar sus concepciones tradicionales, pues en la mecánica terrestre, un movimiento no puede mantenerse: el vehículo cuyo motor se para disminuye de velocidad y termina por detenerse, pues el roce actúa de freno sobre la velocidad. Pero esta situación es propia del universo humano. El «movimiento perpetuo» existe en astronomía y también lo encontramos en las moléculas de un fluido.

En un líquido, las moléculas se desplazan como cangrejos en un cesto. Brown demostró sus desplazamientos dejando caer en un líquido un fino polvillo que miró al microscopio: el polvillo parecía animado de un bailoteo desordenado, hoy conocido en todo el mundo por el nombre de «movimiento browniano».

Pero fue en los gases donde los movimientos moleculares condujeron a los descubrimientos más sorprendentes.

Estos movimientos ya fueron presentidos por un miembro de la ilustre familia Bernoulli, una de las más linajudas de Basilea. Daniel Bernoulli, verdadero «inventor» de la actividad interna de los gases, ya consideraba en 1730 que, teniendo en cuenta que los gases encerrados en un depósito ejercen presiones permanentes en las paredes del mismo, hay que suponer que están formados de elementos en perpetua agitación. En el siglo XIX, era natural que se imputasen estas presiones a los choques de las moléculas. Son una corroboración inmediata de la ley de Boyle-Mariotte, según la cual la presión de un gas se duplica cuando su volumen se reduce a la mitad. Cada elemento de pared recibe un número doble de choques…

Este número de choques es considerable en todos los casos. Incluso aunque adoptemos el lenguaje de los electrónicos, que introducirán el picosegundo, o millonésima de millonésima de segundo, para seguir acontecimientos muy rápidos, resulta que durante una duración tan breve, cada milímetro cuadrado de pared expuesto a la atmósfera, recibe el choque de 30 000 millones de moléculas.

Desde el punto de vista físico, la idea de presión reviste un nuevo aspecto. Parecía dotada de continuidad, pero esto no era más que una ilusión, como lo es la aparente continuidad de la materia…

Descubrimiento de la temperatura

El bombardeo de las moléculas contra los objetos que se interponen en su camino, pone de relieve el carácter mecánico de las presiones. La conversión intelectual del físico continuará con la temperatura, que también se convertirá en un parámetro mecánico.

La idea de la temperatura era completamente subjetiva en la Antigüedad (temperatura = clima): o sea, que el hombre captaba por sus sentidos «impresiones» de calor y frío.

Adquirió derecho de ciudadanía en Física con el instrumento empleado para su medición: el termómetro. Debido a los estudios que permitió realizar, adquirió una importancia considerable. Sin embargo, no hizo avanzar ni un ápice a la ciencia térmica, pues su principio consistía en utilizar la dilatación de los fluidos, o sea, explotar un efecto de la temperatura. En este caso, el primer termómetro, imaginado por Galileo, fue un aparato de gas, el antecesor de los modelos perfeccionados que Regnault creó en el siglo XIX.

Pues los gases aumentan de volumen con la elevación de la temperatura. O si no se les permite dilatarse, su presión crece. Teniendo en cuenta que el número de moléculas permanece invariable, hay que sacar la conclusión de que son más enérgicas, o sea, más rápidas.

1. Aspecto que ofrecen cien moléculas de un gas

Las máquinas electrónicas pueden simular hoy estados gaseosos. Un modelo fija la situación de cien moléculas en el dibujo adjunto. Las moléculas se localizan mediante matrículas que permiten seguirlas y las máquinas calculan su velocidad en cualquier instante.

Al observar el aumento de la presión, será posible saber cómo varían las velocidades moleculares: cuando la temperatura pasa de 0 a 15°, se calcula que la energía de las moléculas de oxígeno traduce una elevación de 461 a 474 metros por segundo de su velocidad media.

Y teniendo en cuenta que durante los encuentros las leyes del choque imponen una uniformización de las energías, se deducirá que, en una mezcla de muchos gases, las moléculas más pesadas serán las más lentas.

Por ejemplo, para una misma temperatura, las moléculas de hidrógeno, dieciséis veces más ligeras que las moléculas de oxígeno, son cuatro veces más rápidas. Este concepto se generalizó: la temperatura revela la agitación de los componentes en cualquier cuerpo o colección de partículas.

La temperatura tiene ante todo un sentido estadístico. Por lo que se refiere al aire, no es preciso creer que todas las moléculas de oxígeno se desplazan a una misma velocidad. En un instante determinado, algunas de ellas parecerán lentas y otras serán rápidas. Y si siguiésemos a una molécula-testigo, veríamos cómo adquiere una velocidad ora más elevada ora más lenta.

A causa precisamente de su velocidad, las moléculas chocan con frecuencia entre sí. En el aire ambiente, el «recorrido libre» es solamente de 0,06 micrones[4]. Así, las colisiones se suceden a un ritmo prodigioso: las moléculas se mueven en todos sentidos, chocando entre sí desde todos los ángulos, de donde resulta que las velocidades se componen en realidad de todas las maneras posibles. Aproximadamente siete mil millones de veces por segundo, cada molécula se ve desviada, frenada o acelerada, de manera completamente aleatoria.

En realidad, estos choques aseguran una mezcla continua que uniformiza las energías o al menos confiere a las energías individuales de las moléculas una «dispersión» gobernada por las leyes de la estadística.

Los fenómenos se desarrollan a una escala que impide toda observación. En su defecto, las máquinas electrónicas actuales permiten efectuar simulaciones: la figura 1[ver] representa a un grupo de cien moléculas de oxígeno a 15°, cuya velocidad y posición respectivas han sido indicadas por una calculadora.

2. Clasificación de las velocidades moleculares

Las velocidades de nuestras cien moléculas en un instante determinado (oxígeno a 15°) están clasificadas por columnas según la cifra de las centenas (m/s): una sola molécula tiene una velocidad inferior a 100 m/s, ocho tienen velocidades comprendidas entre 100 y 200 m/s; 15, entre 200 y 300; 22, entre 300 y 400; 21, entre 400 y 500; 14, entre 500 y 600; siete, entre 600 y 700; cuatro entre 700 y 800; tres, entre 800 y 900, dos, entre 900 y 1000; una, entre 1000 y 1100; una, entre 1100 y 1200; finalmente, una molécula tiene una velocidad superior a 1200 m/s.

Los valores de estas cien velocidades se han reunido en series que agrupan respectivamente las velocidades comprendidas entre 0 y 100 m/s, las comprendidas entre 100 y 200 m/s, etc.

Se observará que este reparto es característico: en torno a la velocidad «más probable» (fig. 2)[ver] que el cálculo establece en 387 m/s[5], esta distribución obedece siempre a una misma ley. Y es en este sentido cuando se puede hablar verdaderamente de «la» temperatura de un gas.

Los grados K

Esta situación revela el carácter artificial de la tradicional escala térmica. El astrónomo sueco Anders Celsius pensó en señalar mediante 0 y 100° las temperaturas respectivas del hielo en fusión y del agua en ebullición. Y en la vida corriente se adoptó esta escala práctica, llamada de los «grados C» o Centígrados. Era puramente arbitraria y así que los físicos comprendieron la verdadera naturaleza de la temperatura, buscaron un grado «absoluto».

Lo encontraron en la escala de lord Kelvin, tomando como cero la temperatura a la cual las velocidades moleculares serían nulas: con los grados K, la energía de las moléculas es proporcional a la temperatura…

3. Curvas teóricas de distribución de velocidades

Obtenidas por el cálculo de probabilidades, estas curvas indican la abundancia teórica de moléculas animadas por una velocidad determinada, según la temperatura y la naturaleza del gas. Para el oxígeno a 15°, el perfil de la clasificación precedente se sigue con notable fidelidad.

La correspondencia resulta muy sencilla de establecer. Teniendo en cuenta que la presión de un gas mantenido bajo un volumen constante aumenta en 1/273 cuando su temperatura pasa de 0 a 1 °C, hay que concluir que la presión teórica será nula a la temperatura de −273 °C[6], y por consiguiente, que las moléculas permanecerán inmóviles. Por lo tanto, los grados Kelvin se obtienen sumando 273° a la escala de Celsius: una temperatura de 15 °C corresponderá a 288 K.

En la era espacial, los grados K se emplearán corrientemente para medir la sensibilidad de los radiotelescopios. Si éstos reciben emisiones muy débiles, es preciso calcular el «ruido» que provoca interferencias. Este ruido procede de fuentes atmosféricas o cósmicas y también de la agitación térmica de las partículas en los circuitos del receptor. Por este motivo, hay que medirlo mediante la temperatura absoluta que asegure semejante agitación. Así, la «temperatura de ruido» es de 2000 K para un receptor ordinario. Desciende a 10 K con un «maser», pues la temperatura del espacio es de 3 K en el cénit. Temperatura y energía de agitación son sinónimos, en el lenguaje técnico…

El siglo del átomo

Con la interpretación mecánica de las temperaturas y las presiones, se escribió un prodigioso capítulo de la historia de la Física, debido, en gran parte, a Maxwell. En el umbral del siglo XX se logra la síntesis de los resultados y Boltzmann publica en 1902 su «teoría cinética de los gases».

Han transcurrido cerca de tres siglos desde la época heroica de Galileo. Los dos primeros se invirtieron en una ingrata labor de roturación; el último vio al hombre interpretar las estructuras de la materia. Pero los investigadores continuaron siendo unos teóricos cuyas especulaciones no llegaban a oídos de la sociedad. ¿Qué interés ofrece, pues, el estudio cinético de los gases? Para el filósofo, se halla desprovisto de toda poesía y el industrial lo considera falto de utilidad, pues no le permite mejorar en nada el funcionamiento de sus máquinas.

Lo cual equivale a decir que la revelación de una estructura granular en la materia, la demostración de una agitación natural en el seno de las substancias; en una palabra, la traducción de los datos sensoriales en realidades físicas, no causó mella en la gran masa de la humanidad.

Al alborear el siglo XX, las personas corrientes continuaban en los tiempos de la física de Pascal. Las ciencias del átomo no penetraron en su vida y las moléculas hablaban un lenguaje bárbaro a sus oídos.

Bastarán unos cuantos lustros para cambiar radicalmente la situación. El átomo será descubierto, desintegrado y rebasado.

Se descubre el átomo. En el siglo XIX su anatomía era un enigma, hasta que la reveló Niels Bohr. El sabio danés vio en el átomo a un sistema solar en miniatura. Alrededor de un núcleo giran electrones, partículas ligeras cuyo número caracteriza al elemento: 1 = hidrógeno, 2 = helio, 3 = litio… El núcleo está electrizado positivamente, mientras que los electrones son negativos. O, al menos, los físicos adoptan este lenguaje completamente convencional, del mismo modo como antaño hablaban de una electricidad «vítrea», opuesta a una electricidad «resinosa».

Así el hombre comprende que la electricidad existe en el seno mismo de la materia, lo que le permite dar un paso más hacia el mundo de lo infinitamente pequeño.

En la época de Avogadro, el vocablo átomo representaba un elemento constituyente cuya disección parecía imposible (átomo = no divisible). Pero he aquí que, de pronto, nos aparece como un mundo en el que se pone de manifiesto una actividad prodigiosa: los electrones se reparten en cierto número de capas, cuya fisonomía rige las «relaciones» del átomo con el mundo exterior.

La molécula cesa de ser entonces la cosilla inerte del siglo XIX para convertirse en una maquinaria cuyas características se van perfilando poco a poco. Y de su explotación nacen mil aplicaciones, desde la industria de los colorantes hasta el reloj molecular. Al saber cómo se unen los átomos, el metalúrgico puede mejorar las características de sus materiales y el químico crea millares de nuevos compuestos.

El átomo ha sido rebasado. El hombre lo rompe para poner sus fragmentos al servicio de la técnica.

Sus planetas, los electrones, se separan con facilidad: a veces basta un simple frotamiento. En la Antigüedad, Tales de Mileto ignoraba la existencia del electrón, pero comprobó que el ámbar frotado se electriza y atrae objetos ligeros. Y esto le llevó a bautizar el fenómeno (electrón = ámbar).

En la era electrotécnica, el hombre descubre que en un metal los átomos pierden electrones de manera natural, los cuales vagan entonces por el espacio, constituyendo un verdadero gas. Su domesticación sirve para originar corrientes eléctricas: la dispersión de 6 242 000 billones de electrones en un segundo crea la corriente llamada amperio y esta cifra nos aparece como una prueba más del abismo que separa al hombre del mundo atómico. Incluso las más débiles corrientes ponen en juego cantidades inmensas de electrones.

Por lo tanto, esta partícula dejó de ser el mito que permitió a un novelista decir con ironía que «no veo por qué los hombres que creen en el electrón tienen que considerarse menos ingenuos que los que creen en los ángeles».

El electrón, efectivamente, se puede «liberar» en un tubo de radio. Emitido por un cátodo incandescente, resulta atraído por una placa, y una rejilla regula su viaje. El electrón permite crear igualmente la televisión, de cuya explotación sistemática no tardará en nacer la sorprendente industria electrónica, con la que la técnica conocerá una nueva era, explotando los elementos que constituyen la materia, sin llegar al átomo.

Y este movimiento tiene por réplica un asalto al núcleo, cuya domesticación origina la industria nuclear.

No han sido estériles, pues, los siglos de oscuro trabajo de los físicos. En esta época nace una nueva mentalidad. En 1910 aún se desconocía la estructura del átomo. Cincuenta años después, en Kansas City, un congreso dedicado a la enseñanza propone que todos los conocimientos físicos se enseñen a partir del átomo, cuya estructura tendría que explicarse en el parvulario, según recomiendan numerosos congresistas. ¿No resulta todo esto muy lógico, teniendo en cuenta que se expone la anatomía de las substancias mediante una jerarquía de complicación creciente?

En todo el mundo se consagran gigantescos esfuerzos intelectuales al átomo, y del trabajo de artesano de los precursores se pasa a medios de proporciones verdaderamente industriales.

Fuera del marco terrestre

Así las cosas, va a producirse la mayor sorpresa de la era científica. El hombre descubre que le basta con abandonar su planeta natal, para encontrarse hecho este trabajo de paciente descomposición de la materia.

A este respecto, resulta muy instructivo atravesar la atmósfera. Cuando la altitud aumenta, la densidad del aire disminuye según una ley natural que Laplace formuló ya en 1800, demostrando que implicaba una reducción de la mitad para cada elevación de 5 km; es decir, que si tomamos por unidad la presión que reina en el nivel del mar —que el físico llama la «atmósfera»—, la presión disminuirá a 1/2 atmósfera a 5 km, siendo únicamente de 1/4 a 10 km y de 1/8 a 15 km.

Pero si esta ley se verifica rigurosamente hasta 100 km, ya no sucede así más arriba. Al propio tiempo que la composición de la atmósfera cambia profundamente, se instaura un nuevo régimen: la presión disminuye con mucha lentitud, a partir de la altitud citada.

La explicación es muy sencilla.

Laplace efectuó un razonamiento de matemático, considerando a la atmósfera formada por una superposición de capas que se apoyaban unas sobre otras. A baja altitud, esta hipótesis se cumple y los contactos están asegurados por los choques de moléculas. En cambio, en la alta atmósfera, muy poco densa, los choques se hacen rarísimos y no se puede contar con el apoyo de las capas inferiores que, al no recibir presión por arriba, se extienden hasta alturas considerables. ¡Allí ni siquiera se puede hablar de presión!

Las poblaciones de estas altas capas atmosféricas parecen importantes en valores absolutos: representan un «vacío» mucho más total que el que se consigue en el laboratorio.

El lector conoce sin duda la anécdota de la joven princesa que, al tener que tomar por tema de una redacción la vida de una familia pobre, comenzó su relato en los siguientes términos: «Era una familia paupérrima: el padre y la madre eran pobres; el ayuda de cámara y el ama de llaves eran pobres…».

El razonamiento que se hacía el físico era parecido, al suponer la existencia de una presión muy baja en la alta atmósfera. La verdad es que allí la presión no existe o, más exactamente, la idea de presión no tiene sentido. La única posición aceptable consiste en hacer un censo de la «población» que ocupa las altas regiones de la atmósfera. Pero tranquilicémonos: continúa siendo impresionante. A una altitud de 1000 km, se cuentan aún millares de componentes por cm³, pero valen mucho más por su existencia que por sus rarísimos choques.

Y en tales condiciones, la noción misma de temperatura adquiere otro aspecto. En la baja atmósfera, las energías de las moléculas se distribuyen en torno a un valor medio con un rigor completamente matemático. Este valor es característico de la temperatura. A causa de sus múltiples choques, las moléculas tienen una «psicología de masas»: se manifiestan por medio de la sociedad que representan, pues la menor aportación de energía se distribuye inmediatamente entre la colectividad. Pero esta condición cesa de cumplirse a partir del instante en que los choques son poco frecuentes: la mezcla vigorosa que asegura una «homogeneización» de las energías moleculares ya no existe.

La verdad es que a una gran altura, los elementos constituyentes de la atmósfera adquieren su individualidad y las leyes de nuestros gases ya no pueden aplicárseles a ciegas, pues la dispersión de las velocidades puede extenderse sobre gamas considerables: partículas a 100 000° coexisten con moléculas a 0°.

No podemos hablar ya de temperaturas; es necesario tener en cuenta la energía de cada componente. Para ello, el físico se vale del lenguaje de los electronvoltios[7], para reservar el término temperatura a los medios en que las velocidades son homogéneas, a causa de la mezcla de los componentes.

Sin embargo, alrededor de la Tierra las velocidades tienen un carácter heterogéneo muy grande, pues la alta atmósfera está expuesta a múltiples acciones cósmicas…

Con independencia de los millares de meteoritos que las bombardean diariamente, las capas elevadas de la atmósfera están excitadas por la radiación solar y por los chorros de materia emitidos por el astro central. Reciben además radiaciones y proyectiles de todas clases.

Aunque parezca paradójico, la materia es tanto más variada cuanto menos densa es. En la baja atmósfera, reina la disciplina de hierro de una interdependencia continua de las moléculas. En las alturas reina la bohemia. Mientras que el estado de la baja atmósfera se describe mediante temperaturas y presiones medidas con instrumentos sencillos, en la alta atmósfera hacen falta múltiples añagazas y contadores para calcular las energías e incluso para identificar sencillamente a los diversos componentes.

El gran carrusel

Esta atmósfera, en efecto, pronto deja de estar poblada por moléculas apacibles.

En el aire ambiente, cada molécula de oxígeno está compuesta de dos átomos. Pero a una gran altitud, las moléculas de oxígeno están disociadas y los átomos libres constituyen un gas muy activo: el oxígeno atómico. El nitrógeno corre la misma suerte.

La excitación de la atmósfera no se limita a disociar moléculas. Ataca a los propios átomos, a los que arranca uno o varios electrones. El átomo se convierte entonces en un ion. Finalmente, los constituyentes de la alta atmósfera ya no son los del aire ambiente: se descubre en ella un magma complejo, preludio del espacio interplanetario, en el que, junto a los átomos y las moléculas, se desplazan electrones o núcleos atómicos.

Ya no es un gas, pues sus elementos constituyentes pasan prácticamente inadvertidos, a causa de la débil densidad del medio, que ni siquiera es ya un medio neutro. Alma de la materia terrestre, el átomo representa un edificio en el que la carga negativa de los electrones neutraliza la carga positiva del núcleo. Así, la electricidad de los componentes no se manifiesta exteriormente, por lo que el físico del siglo XIX pudo ver en las moléculas a individuos indiferentes a los campos.

Pero ya no es esto lo que sucede en la alta atmósfera, donde los iones son sensibles a las acciones eléctricas y están canalizados por el campo magnético de la Tierra. Esto les permite describir trayectorias cerradas que constituyen «bandas de radiaciones».

Nacen nuevas ciencias: al comprender que los elementos componentes del espacio tienen un comportamiento distinto al de los tradicionales gases moleculares, los físicos sientan las bases de una «electrodinámica cósmica». Basta con franquear 200 kilómetros para entrar en un dominio donde, de súbdito, el átomo pasa a ser rey.

Éste es el verdadero Nuevo Mundo que descubre el hombre a mediados del siglo XX. El gran salto se realizó al franquear la atmósfera: más allá de ella la situación ya no cambia durante millones de kilómetros.

El medio atmosférico adquiere un nuevo rostro: se convierte para el hombre en una verdadera zona franca entre su materia y el inmenso cosmos, frontera en el espacio y el tiempo simultáneamente.

Bajo el manto de la atmósfera, el mundo terrestre ofrece a la materia un medio excepcionalmente fecundo, en el que ésta adquiere sorprendentes especializaciones. Puestos en esta incubadora, los átomos se prestan a numerosas combinaciones químicas, que se desarrollaron singularmente favorecidas por este marco. Así la materia conoció una evolución «refinada».

Más allá de la atmósfera, en cambio, se extiende el vasto cosmos, cuya evolución está muy atrasada. Y al franquear la atmósfera, nos acercamos al Universo primitivo. Entonces descubrimos su actividad primaria: el cosmos fabricó la materia que la Tierra utiliza.

2

El punto de arranque

Así se tiende el puente entre la Tierra y el cosmos en la era espacial y el hombre adquiere conciencia de la elevada «calidad» de su materia, constituida por sutilísimas asociaciones atómicas que fuera de los planetas son excepcionales. Los propios átomos completos son raros en el Universo y un hecho se impone a nuestra atención: los más abundantes son los más rudimentarios. En el cosmos domina el hidrógeno.

Esta preponderancia cósmica del hidrógeno es el gran descubrimiento del siglo XX.

Antaño, en efecto, el hombre clasificó a su planeta en los elementos que lo formaban, o lo hizo al menos en la fracción que le era accesible, y consideró que el oxígeno era el elemento más abundante en la corteza terrestre. Por otra parte, le pareció lógico calcular la abundancia relativa de los elementos teniendo en consideración su peso, lo que resulta singularmente desfavorable para el hidrógeno.

Se redactaron entonces listas de abundancia, que variaban ligeramente de un autor a otro, pero que revelaban una jerarquía puesta de manifiesto por la tabla I, en la que el hidrógeno ocupa la novena posición.

Fuera del mundo de los químicos, este elemento apenas llamó la atención de nadie, pues durante mucho tiempo no sirvió para ningún fin práctico. Encontró a lo sumo una aplicación en aeronáutica, donde su empleo tuvo a veces consecuencias trágicas; solamente los cohetes provocarán una verdadera industria del hidrógeno.

Tabla I

Oxígeno | 46,6%
Silicio | 27,7%
Aluminio | 8,1%
Hierro | 5,0%
Calcio | 3,6%
Sodio | 2,8%
Potasio | 2,6%
Magnesio | 2,1%
Hidrógeno | 1,0%
Otros elementos | 0,5%
Composición de la masa terrestre

Por lo tanto, el hidrógeno se consideró durante mucho tiempo como un elemento poco importante, hasta que el hombre comprendió que su planeta natal representaba una muestra muy deficiente de la constitución del cosmos. La Tierra, efectivamente, está compuesta ante todo de oxígeno y metales, y, de una manera general, los planetas nos aparecen como relicarios de elementos pesados. Pero su masa, en realidad, es ínfima en el inmenso cosmos, a cuya escala se llega a conclusiones diametralmente opuestas: todos los elementos pesados solamente forman una pequeñísima fracción de su materia, pues los átomos de hidrógeno únicamente ya son mucho más numerosos que todos los demás átomos reunidos.

Las pruebas de este predominio del hidrógeno en todo el Universo no harán más que acumularse.

El reino del hidrógeno

En primer lugar, si nuestra mirada se dirige hacia la materia concentrada en las estrellas, su composición pronto disipa las últimas dudas.

A mediados del siglo XIX, Kirchhoff y Bunsen analizaron su radiación, revelando que las estrellas poseían los mismos elementos que la Tierra. O sea que el Universo se componía de materiales conocidos.

Al estudiar la luz del Sol y las estrellas, el físico identifica así a numerosos elementos. Mas no tarda en descubrir que uno de ellos se queda con la mayor parte y que éste es precisamente el hidrógeno. Los estudios relativos a la composición de las estrellas progresan y revelan que en promedio, el 90% de su substancia es hidrógeno, proporción que incluso es mucho más elevada en las estrellas llamadas jóvenes.

El físico consigue resultados no menos instructivos al estudiar los chorros cósmicos que bombardean la alta atmósfera, o la materia, que los ingenios espaciales encuentran en el medio que antes se conocía por el nombre de vacío interplanetario. Encuentran especialmente protones, es decir, núcleos de hidrógeno. En 1961, y a más de 100 000 km de la Tierra, el Explorer X señala la presencia de 6 a 20 protones por cm³ y la prospección se amplía a millones de kilómetros con las sondas planetarias.

Finalmente, la radioastronomía revela la presencia de inmensas nubes de hidrógeno neutro en los espacios interplanetarios. Esto constituye un hecho notable, pues antes el astrónomo solamente distinguía los objetos luminosos. Las nubes del espacio solamente se descubrían en casos excepcionales, cuando reflejaban o absorbían la luz. La radioastronomía detectará directamente las nubes neutras, pues un conjunto de átomos de hidrógeno emite ondas hertzianas.

Van de Hulst ya lo previó en 1945. En esta época, el joven físico holandés observó que, pese a su aparente simplicidad, el átomo de hidrógeno posee una arquitectura sutil: el electrón y el núcleo giran sobre sí mismos, de tal manera, que su rotación puede no efectuarse en el mismo sentido. Esta diferencia corresponde a dos «estados» posibles del átomo en los que, a consecuencia de los acoplamientos, la energía no es exactamente la misma; así, se emite una radiación cuando el electrón invierte su sentido de rotación y el cálculo nos enseña que la misma corresponde a la longitud de onda de 21 cm.

Pero ¿por qué se invierte la rotación del electrón? Aquí reside el mayor interés del trabajo realizado por Van de Hulst, pues el físico holandés demostró que en el espacio, esta inversión se efectúa espontáneamente. Es un fenómeno raro, que sucede en promedio a un átomo de hidrógeno cada once millones de años, pero que basta para que una nube formada por trillones de átomos se convierta estadísticamente en una fuente permanente de emisión…

Para resumir, el físico holandés llegó a las conclusiones siguientes: basta escuchar el Universo con receptores de radio sobre la longitud de 21 cm para «oír» las nubes de hidrógeno o, dicho de otro modo, para detectar las formaciones que el ojo humano no puede percibir.

La experiencia acude puntualmente a su cita con la teoría. El 25 de marzo de 1951, se captan en Harvard las emisiones del hidrógeno interestelar; el mismo día en que, por una sorprendente coincidencia, Van de Hulst fue a pronunciar una conferencia en aquella docta universidad. Y al poco tiempo, los aparatos puestos a la escucha del cosmos sobre 21 cm descubrirían inmensas nubes de hidrógeno, en regiones donde antes no se creía que hubiese algo.

Entonces el hombre comprende que su Universo está formado esencialmente de hidrógeno.

Y, hecho característico, los nuevos manuales de astronomía principian por un detallado estudio sobre el átomo de esta substancia fundamental.

El tronco común

No es sin duda por casualidad que el elemento más sencillo represente la materia primordial del Universo; así, el hidrógeno se presenta como el intermediario natural entre el mundo de los átomos y el de las partículas llamadas elementales.

A partir de 1933, el hombre sabe que todos los elementos están formados a base de tres tipos de partículas. En los átomos, los electrones giran alrededor del núcleo, compuesto de cierto número de protones y neutrones.

El protón (protón = primero) es la partícula pesada fundamental. Posee una carga positiva y su masa equivale a 1836,10 electrones. El protón ya fue entrevisto en 1886 por Goldstein en los tubos de descargas, y su existencia fue demostrada por Thomson, que en 1916 descompuso el hidrógeno en electrones y protones. Pero el protón no se puso a la cabeza de un gran movimiento técnico como el electrón. Desde luego, es objeto de explotación, pero sus aplicaciones son limitadas. Solamente unos cuantos especialistas conocen el microscopio protónico o el magnetómetro de protones…

El neutrón, por último, está desprovisto de carga, como su nombre indica. Un poco más pesado que el protón —su masa equivale a 1836,63 electrones— pasa en 1945 al primer plano con la «reacción en cadena» que efectúa en el uranio. En estado libre, sin embargo, no es una partícula estable. Su «vida» sólo tiene una duración de unos diez minutos; después de este plazo se descompone engendrando un protón y un electrón. Y por este motivo no se encuentran nubes de neutrones en los espacios interestelares.

Electrón, protón y neutrón: el físico ha descubierto la pasmosa trilogía de la materia, cuya «fabricación» entrevé a partir de tres partículas fundamentales, según un mecanismo que será familiar para los niños de la Edad Atómica. Descubren que el numero de protones constituye el «número atómico» del elemento, que se emplea conjuntamente con el nombre del mismo. El número total de protones y neutrones que componen un núcleo es, por lo demás, su «número de masa» y se adquiere la costumbre de designar a los diversos tipos de núcleo seguidos por el número de masa: así, cuando se habla del uranio 238, hay que entender que el núcleo posee 238 partículas, 92 de las cuales son protones (puesto que el uranio es el elemento número 92) y por lo tanto, 146 neutrones.

Todos los elementos tienen núcleos compuestos, excepto aquéllos cuyo número de masa es 1. Y este elemento es precisamente el hidrógeno, construido no sobre un núcleo verdadero, sino sobre una partícula. Pero téngase en cuenta que, en la génesis de los elementos, el hecho de que una simple partícula pueda representar el papel de núcleo es significativo, pues deja entrever el proceso que el médico inglés Prout ya imaginó en 1815, al emitir la hipótesis de que todos los elementos eran «apilamientos» de hidrógeno. El hidrógeno, elemento número 1, es, en efecto, el primer peldaño de la «materia organizada».

Se trata de una organización sencillísima, pues un átomo de hidrógeno se reduce a una partícula que gira alrededor de otra. Cuando está ionizado —o sea, cuando una excitación cualquiera le ha arrancado su electrón— deja de existir, liberando partículas elementales desconocidas. Así, la materia denominada hidrógeno plasmificado no es más que una colección caótica de protones y electrones errantes.

En realidad, basta con calentar el hidrógeno molecular en las condiciones terrestres, para convertirlo en atómico y una nueva elevación de temperatura lo plasmifica. Inversamente, las bajas temperaturas permiten que los protones recojan a los electrones, y así nacen átomos de hidrógeno a partir del plasma…

Mediante esta transformación, el hidrógeno aparece como una verdadera placa giratoria en la evolución de la materia. Podemos medir ahora el camino recorrido por el hombre. En la Antigüedad, cuando se basaba en los datos que le facilitaban los sentidos, tuvo gran dificultad para llegar hasta el átomo. Pero después, para comprender la prodigiosa aventura del cosmos, tuvo que ver en el átomo una gran encrucijada, pues la materia no empezó con él. Para la materia cósmica, el átomo representa una «opción» después de un tronco común particular. Y el hecho de comprobar que el hidrógeno continúa dominando en el Universo equivale a decir que hoy la materia aún continúa, principalmente en el estado de partículas: una pequeña fracción ha tomado el camino que desde las partículas elementales conduce hasta los elementos.

¿Por qué esta trilogía?

Así pues, ¿qué son estas partículas?

Existen en el Universo en cantidades fabulosas. Pero ¿no resultan extrañas sus masas y desconcertantes sus características? ¿Por qué el electrón, partícula «ligera», es negativo o, mejor dicho, por qué en nuestra materia dicha partícula posee una carga negativa? En el año 1932, dirigiendo rayos de gran energía contra una placa de plomo, Anderson consiguió crear junto a un electrón negativo una partícula semejante, pero de signo contrario; ahora bien, este electrón positivo no existe en las arquitecturas naturales de la materia, que solamente han retenido al electrón negativo como compañero del protón y el neutrón.

¿A qué se debe semejante preferencia?

Y estas partículas, consideradas elementales, ¿son verdaderamente fundamentales las tres? ¿No habría que admitir, por el contrario, que solamente lo son una o dos de ellas?

Sentimos tanto o más la tentación de creerlo, cuanto que se ha podido demostrar la conversión protón-neutrón. En los núcleos atómicos los neutrones pueden constituir componentes permanentes, a pesar de su vida bastante corta, porque, en realidad, los «cambios de identidad» entre protones y neutrones parecen ser continuos. Por lo demás, un electrón y un protón pueden dar origen a un neutrón, e invirtiendo la oración por pasiva, un protón se convierte a veces en neutrón expulsando a un electrón positivo.

Así, el físico tiene que reconocer que protones y neutrones constituyen dos variedades de un mismo ser que recibe el nombre de nucleón y se presenta como la partícula pesada fundamental, adquiriendo, según las circunstancias, las características de un protón o un neutrón.

Sin embargo, en la etapa del Universo primitivo, las partículas aún no están asociadas y, por lo tanto, todos los nucleones son protones, pues el neutrón no puede subsistir en estado libre. Y aquí surge la imagen de una nube primitiva, que consistía en una serie de electrones y protones. Pero éstos ¿de dónde procedían?

El hombre se plantea esta cuestión, pero, al llegar aquí, la ciencia hace una pausa.

La gran pausa

La verdad es que transcurren varios decenios después del descubrimiento de las tres partículas fundamentales. La técnica se desarrolla a pasos agigantados, mientras que en el planeta surge una verdadera industria en torno a la investigación científica. Se crean medios enormes: los aceleradores animan a las partículas de energías considerables para arrancarles el secreto de sus caprichosos movimientos; en una palabra, para descubrir el secreto de la materia a través de las extraordinarias concepciones masa-energía cuya ecuación general ya dio Einstein en 1905.

Pero el físico está aterrado: la teoría de las partículas no progresa. En vez de aclararse, incluso tendrá que confesar que se complica, pues una realidad se impondrá: pronto parecerá una caricatura tratar de imaginar toda la historia de la materia a base de tres partículas.

Se registra, en efecto, la existencia de otras partículas elementales muy efímeras, los mesones, cuyas masas están a mitad de camino entre el electrón y el protón (meso = intermedio). Su lista aumenta con rapidez. Después se descubre la existencia de partículas neutras, de masa casi nula: los neutrinos. En cambio, con los hiperones, el físico descubre unas partículas más pesadas que el neutrón. Por último aprenderá a asociar una «antipartícula» a cada partícula, al contacto de la cual ésta se aniquila…

Mientras los físicos se encuentran ante una selva virgen de partículas elementales, el enigma continúa sin resolver: ¿Por qué solamente los tres actores llamados neutrón, protón y electrón fueron llamados a constituir toda nuestra materia, entre la multitud de partículas citadas?

El problema se complica aún con otro enigma, que se plantea asimismo en el terreno astronómico.

La medición del espacio

Otra preocupación se asocia a la cuestión del origen de las partículas: admitiendo que las partículas forman el Universo, se trata de saber hasta dónde se extiende este Universo y desde cuándo existe. Esto da origen a la magnífica ofensiva del hombre para conocer el cosmos en que vive.

Y este movimiento presenta un notable paralelismo con el descubrimiento de la materia.

Los griegos pudieron determinar el radio de la Tierra según el método descubierto por Eratóstenes y calcular también la distancia a que se encontraba la Luna.

Pero a pesar de la idea ingeniosa de Aristarco, que propuso efectuar una triangulación cuando la Luna estuviese en cuarto creciente, no fue posible calcular de ninguna manera la distancia de la Tierra al Sol. La indecisión de las medidas efectuadas hacía atribuir al Sol una distancia veinte veces superior a la de la Luna, o sea, apenas 8 000 000 de km. Y esta situación impidió que se tuviese un verdadero conocimiento del sistema solar. La idea de Heráclito, que creía en la rotación de la Tierra, no se tomó en consideración y los sabios se atuvieron a la concepción geocéntrica de Tolomeo, que estaba aún en boga cuando Galileo descubrió el firmamento en 1610.

Hubo que esperar a entonces para que triunfasen las ideas de Copérnico: como el astrónomo polaco ya había afirmado en 1543, hubo que admitir que la Tierra gira alrededor del Sol, como los demás planetas. Pero reina una «incertidumbre» de varios millones de kilómetros sobre la distancia Tierra-Sol. Esta medida básica en el sistema solar no es fácil de conocer, pues la mecánica celeste sólo permite establecer relaciones.

Sin embargo, un fenómeno notable permitió efectuar mediciones absolutas. Se trata del paso de Venus por delante del Sol: en 1678, el astrónomo inglés Halley demuestra que, teniendo en cuenta el tiempo de la ocultación, es posible deducir las distancias Tierra-Venus y Venus-Sol.

Por desgracia, estos pasos obedecen a una curiosa ley. Tienen lugar por «dobletes» de ocho años, separados por un intervalo de más de ciento cinco años.

Así pues, en el siglo XVIII Venus efectuó dos pasos, en 1761 y 1769, respectivamente, que fueron esperados con la mayor paciencia. Halley, que vino al mundo en 1656, sabía que no podría observarlos, pero preparó el terreno para sus sucesores. Estos dos pasos de Venus ante el Sol fueron estudiados detenidamente, en especial el segundo, que fue observado por 34 grupos de astrónomos distribuidos por toda la superficie del globo.

La suerte que corrieron estos grupos fue muy diversa. Son legendarias las desdichas del infortunado Legentil, que habiendo escogido Pondichery para observar el paso de 1761, llegó allí con retraso a causa de la guerra con los ingleses, decidiendo quedarse en aquellos parajes y ocupar los ocho años de espera estudiando el sistema astronómico de los brahamanes, hasta el paso del 3 de junio de 1769. Para colmo de desdichas, el día tan esperado hubo una tempestad, que le impidió efectuar observaciones. De regreso a Francia, después de escapar con vida a dos naufragios, el infortunado astrónomo descubrió que no solamente su nombre había caído en el olvido después de tan larga ausencia, sino que su lugar estaba ocupado por otro, tanto en la Academia como en su propia familia, encontrándose incluso con la imposibilidad de heredar de sí mismo.

En el océano Pacífico, en cambio, la misión británica fue muy afortunada. La Real Academia Británica envió al Endeavor, bajo el mando de Cook, a Tahití, entonces llamada isla del Rey Jorge. Con los astrónomos se embarcaron naturalistas y entre todos crearon en la punta más extrema de la isla un «Fuerte Venus», donde compartieron su tiempo entre los encantos de la paradisíaca isla y una labor científica efectuada en excelentes condiciones.

La unidad astronómica

Finalmente, después de confrontar las observaciones hechas en todo el mundo aquel memorable 3 de junio de 1769, se establece la distancia Tierra-Sol en 147 000 000 de km. Teniendo en cuenta lo que hoy sabemos, se observará que esta medida tenía una notable precisión, pues el resultado nos hacía pasar de una ignorancia prácticamente completa a un orden de magnitud excelente (el margen de error era inferior a 2%). Desde luego, esta primera estimación se fue mejorando poco a poco: el paso de Venus de 1874 dio la cifra de 148 000 000 de km y después se utilizaron otros métodos. Pero únicamente fue un perfeccionamiento: el hecho memorable se efectuó en 1769, cuando fue determinada científicamente por primera vez la unidad astronómica, o nombre aplicado a la distancia media Tierra-Sol. El Instituto de Francia conmemoró este descubrimiento acuñando una medalla en la que se ve a la diosa Venus de la mitología pasando frente al carro de Apolo, con la leyenda: «Quo distent spatio sidera juncia docent». (Ambos nos enseñan conjuntamente lo que distan los astros del espacio).

Esta unidad astronómica servirá de base para medir, el cosmos.

A principios del siglo XIX se hace el catastro del sistema solar. Más allá de éste, reina la más completa ignorancia. Ya ha pasado el tiempo en que se veía en las estrellas a simples luminares puestos a muy poca distancia de la Tierra. A fines del siglo XVI, el infortunado Giordano Bruno ya tuvo la intuición de que las estrellas eran soles lejanísimos en el Universo. Pero fue imposible calcular sus distancias.

La distancia de las estrellas

En 1838, Bessel midió en Koenigsberg la primera distancia estelar. El sabio extrapoló a escala cósmica una observación que nos es familiar cuando nos desplazamos a través de un paisaje: los objetos más próximos parecen moverse sobre el fondo de la escena.

Así fue como Bessel, después de poner la mira en la estrella 61 del Cisne, señaló sus distintas posiciones en la bóveda celeste con seis meses de intervalo y procedió a una triangulación, tomando como base el diámetro de la órbita terrestre. Finalmente, el astrónomo llegó a la conclusión de que un observador situado cerca de la estrella vería el radio de la órbita terrestre desde un ángulo igual a 0,31", al que denominó su «paralaje». Conociendo la distancia Tierra-Sol, podía deducirse la distancia a que se encontraba el astro. Con los instrumentos de que disponía, Bessel no pudo efectuar una medición exacta (hoy atribuimos a la paralaje de 61 Cygni un valor de 0,294"). Pero su método era el correcto.

Al año siguiente, y mientras estudiaba el firmamento austral desde el observatorio de El Cabo, Henderson aplica este método a la estrella Alfa del Centauro. En 1840, Struve mide la distancia de la rutilante Vega desde Pulkovo. Y los resultados afluyen por docenas a finales del siglo XIX, en espera de que se recurra sistemáticamente a las técnicas fotográficas merced a las cuales los catálogos estelares del siglo XX consignarán primero centenares y después millares de distancias estelares.

La enormidad de estas distancias no podía por menos de conducir a los astrónomos a medirlas con unidades que guardasen relación con ellas. Así, adoptan el año luz y el parsec. Como indica su nombre, el año luz es la distancia recorrida por la luz en un año[8]. Y parsec es la abreviación de «paralaje segundo»; o sea, la distancia a que tendríamos que alejarnos para ver el radio de la órbita terrestre desde un ángulo de 1". Esta unidad fue sugerida a los matemáticos por la técnica de la medición; el parsec equivale a 3,26 años luz.

La ilusión de las constelaciones

Son raras las estrellas cuya distancia sea inferior a 10 años luz: su número es apenas de una docena. Y una sola es visible a simple vista en el hemisferio Norte. Se trata de Sirio, la estrella más brillante del firmamento (seirios = brillante), una de las primeras conocidas en la historia de la civilización. En el Egipto antiguo, la aparición de Sirio anunciaba la crecida del Nilo. Por este motivo, se consideraba a esta estrella como un perro guardián cuya misión consistía en avisar. Se festejaba su aparición en un período del año que ha conservado el nombre de canícula. Y este nombre de «Can» pasó a la constelación cuyo astro más rutilante es Sirio (alpha Canis).

Estrella de los filósofos, que imaginaron a nuestro mundo visto por los habitantes de su sistema, Sirio, que se encuentra a 8,7 años luz, fue tradicionalmente considerada como la gran estrella vecina del Sol. Las estrellas más próximas, efectivamente, son astros muy poco luminosos, con excepción de la magnífica Alfa del Centauro, que se encuentra únicamente a 4,3 años luz y cuyas características son mucho más parecidas a las del Sol. Pero la constelación del Centauro sólo es visible desde el hemisferio austral; hay que descender hasta la latitud de Angola para distinguirla.

Entre las mayores luminarias de nuestro cielo, el astrónomo sitúa a Fomalhaut a 22 años luz, Vega a 27, Arturo a 35 y Régulo a 75. Las dos hermosas estrellas de Orión, Betelgeuse y Rigel, están situadas respectivamente a 500 y 800 años luz.

Estas medidas sistemáticas revelan el carácter a menudo aleatorio de las constelaciones o agrupamientos de estrellas, en los que antaño el hombre quiso ver formas de objetos y seres que le eran familiares. Los astros que aparecían en la bóveda celeste se consideraban situados todos a la misma distancia. Pero la medida de su respectivo alejamiento introduce la tercera dimensión en este cuadro y destruye las leyendas.

Leo especialmente se convierte en un puro efecto de perspectiva: la estrella Epsilon de esta constelación está a más de 1600 años luz, mientras que Delta, la estrella del lomo, está a 85. Finalmente Denébola, de donde parte el rabo del felino, está solamente a 43 años luz. Por lo tanto, no existe ningún vínculo verdadero entre estos astros. Es más: la estrella Vindematrix, catalogada en la constelación de Virgo, está más cerca de la estrella Delta que Denébola.

Además de una proximidad casi siempre ilusoria, hacía falta también mucha imaginación para ver verdaderamente a un león en una configuración caprichosa de estrellas. Mas lo que resulta verdaderamente erróneo es que hoy aún se continúe hablando de personas «nacidas bajo el signo de Leo», atribuyendo con toda seriedad a este animal los rasgos de su carácter.

4. El cielo en relieve

En este dibujo de las constelaciones circumpolares se indican las distancias estelares más conocidas. La flecha señala la nebulosa de Andrómeda. Comparando su distancia con la que se encuentra el Japón de un habitante de París, estas estrellas representarían diversos puntos de la capital de Francia…

Las constelaciones, en realidad, cambian de sentido, para convertirse en puntos de referencia y dividir a la esfera celeste en 88 departamentos, correspondientes a otras tantas «direcciones» del cosmos observado desde la Tierra.

La luminosidad de las estrellas

Tomando a la órbita terrestre por base, las medidas no pueden alcanzar más que hasta algunos centenares de años luz. Para ir más lejos, el astrónomo imagina otros medios y estudia el brillo de las estrellas.

La observación visual distingue desde antiguo seis categorías entre las estrellas descubiertas a simple vista. Las más brillantes se llaman «de primera magnitud». En la época de la fotometría, los astrónomos efectúan mediciones físicas en vez de una simple apreciación, conviniendo en que el brillo es 2,5 veces más débil a cada nueva categoría que se aumenta. Así han creado una escala de magnitudes que admite cifras decimales y por otra parte cifras negativas para las estrellas muy brillantes.

Pero el brillo de una estrella tanto depende de su verdadera luminosidad como de su distancia. Era imposible desglosar estos dos factores cuando no podían calcularse las distancias. La medición de las distancias sí lo permite, proporcionando así una información de importancia primordial, al darnos a conocer la luminosidad intrínseca de las diversas estrellas.

La luminosidad, naturalmente, se compara con la del Sol, que nos hemos acostumbrado a tomar por unidad de luminosidad estelar[9]. Así, se calcula en 23 la luminosidad de Sirio y en 110 la de Arturo. Muy cerca de Alfa del Centauro, Próxima (que, como su nombre indica, es la estrella más próxima conocida) tiene una luminosidad de 0,000 07.

O bien, los astrónomos adoptan el lenguaje de las «magnitudes absolutas», designando por este nombre a la magnitud que tendrían las estrellas si todas se observasen desde una distancia de 10 parsecs.

Nuestro Sol aparecería entonces como una pequeña estrella cuya magnitud sería de 4,7 (estrella llamada de quinta magnitud). Ésta es, pues, su magnitud absoluta. Sirio tendría la cifra de 1,3. La magnitud absoluta de Vega sería de 0,5. La de una estrella dos veces y media más luminosa, como Capella, será de −0,5. Pero éste no es el récord: hoy se atribuyen magnitudes absolutas de −6,5 y −7 a Rigel y Deneb, respectivamente, exponentes de una luminosidad de 40 000 y 60 000 para cada estrella[10].

El cielo en relieve

Después de calcular las magnitudes absolutas de las estrellas cuya distancia aprendió a medir, el astrónomo descubre que hay «tipos» de estrellas: los astros del mismo color, en efecto, poseen magnitudes absolutas comparables. Y esta correlación revela la distancia de las estrellas más lejanas. Si admitimos que el color se relaciona con la magnitud absoluta, la magnitud aparente determinará el alejamiento. El astrónomo se comporta como un navegante que observase faros de distintos colores, sabiendo que a cada color corresponde una potencia luminosa determinada: así, la apreciación del brillo le informa sobre la distancia.

Esta técnica es muy delicada. La clasificación de las estrellas no tarda en ofrecer espinosos problemas. Pero el principio empleado permite tomar por referencia algunas estrellas muy luminosas y después colecciones enteras de estrellas. Y los astrónomos imaginan otros métodos que utilizan principalmente las estrellas variables (cefeidas), en las que creen ver una relación entre período y luminosidad.

Descubren entonces que el Sol forma parte de una inmensa familia que tiene la forma de una gigantesca lenteja y que tal vez contiene cien mil millones de estrellas. En el cielo nocturno, su perspectiva constituye el majestuoso camino blanco (el camino de Santiago) que en la Antigüedad se comparó a miles de gotas de leche. Así, los antiguos astrónomos le dieron el nombre de Galaxia (galacta = leche) o Vía Láctea.

Tanto los físicos como los astrónomos afirmaron repetidamente que las manchas que aparecían en algunos lugares del firmamento y que recibían el nombre de nebulosas, podrían ser otras tantas Vías Lácteas. Abbe defendió en particular esta tesis con la mayor energía. Por desgracia, no pudo sostenerla con pruebas.

Durante los primeros lustros del siglo XX, aún solía afirmarse que nuestra Galaxia constituía todo el Universo, y se suscitaron apasionadas controversias sobre la existencia de «algo» fuera de la Galaxia.

5. El norte cósmico

En nuestras latitudes, esta imagen del firmamento septentrional en el mes de mayo a las 23 h (o en abril a 1 h, o en marzo a 3 h), confunde casi la Vía Láctea con el horizonte y permite una fácil localización de las constelaciones.

El norte cósmico está ante el observador, indicado por Casiopea. Al este está el Águila y al oeste, Taurus y Orión. El borde de la Galaxia más próximo al Sol está en la dirección del Auriga.

Fue entonces cuando la astronomía conoció su más impresionante desarrollo. Durante muchos decenios, la eficacia de los grandes instrumentos ópticos da motivo a enconadas polémicas; muchas veces se les comparó con muestras de anteojeros.

Pero los norteamericanos dan el paso decisivo. Después de construir un anteojo gigante, con una abertura de 102 cm (Yerkes, 1897), se instala en 1917 un telescopio de 257 cm en el Monte Wilson. Por medio de este telescopio —Abbe había muerto un año antes—, Hubble descubrió que la mancha observada en la constelación de Andrómeda no era una nube de gases: el nuevo instrumento determinaba sin posibilidad de duda que estaba constituida por millones de estrellas.

El desconcierto que produce este descubrimiento es considerable. Lo que se entrevé en aquella «nebulosa de Andrómeda» es otra galaxia[11] vecina de la nuestra. Al poco tiempo, se descubren galaxias a millones. Se inicia entonces la carrera mundial de los instrumentos gigantes: una veintena de grandes telescopios se construyen entre 1920 y 1960. El récord se lo lleva el instrumento de Monte Palomar (1948), con sus 508 cm de abertura.

Después de hacer el catastro del sistema solar y de la Galaxia, el hombre descubre toda la inmensidad del Universo: el alcance de los telescopios se cifra en centenares de millones y en miles de millones de años luz.

Ciertamente, durante mucho tiempo será difícil apreciar con exactitud el alejamiento a que se encuentran las galaxias. Así, entre 1950 y 1960, estas distancias tienen que duplicarse por dos veces.

Entretanto, el «modelo» del Universo —o sea, su imagen tridimensional— empieza a precisarse y puede levantarse, un mapa, tomando por referencia el plano de nuestra Galaxia. Esta posee un diámetro que hoy se calcula en 100 000 años luz y, partiendo del centro o núcleo de la misma, el Sol se encuentra a las dos terceras partes de un radio que apuntase desde el Auriga a Orión. Podemos decir, pues, que al mirar a Betelgeuse, nos volvemos aproximadamente hacia el «borde» de la Galaxia más próximo al Sol.

El centro se encuentra evidentemente en la dirección opuesta, hacia Sagitario. La majestuosa Antares del Escorpión proporciona un cómodo punto de referencia, no muy alejado de la dirección citada y que se caracteriza por una extraordinaria abundancia de estrellas en la bóveda celeste.

Los astrónomos se han acostumbrado a definir un «norte cósmico» proyectando la dirección de la Polar sobre el plano galáctico (lo que generaliza nuestro norte clásico); entonces, el radio sobre el que se encuentra el Sol forma con ella un ángulo aproximado de 57° (fig. 6)[ver].

Las figuras 7[ver] y 8[ver] indican la fisonomía del Universo con tal orientación a dos escalas.

Alejándonos de nuestra Galaxia por el lado sur, descubrimos así dos pequeñas galaxias satélites: las nubes de Magallanes. Sólo visibles desde las regiones australes, fueron percibidas por los navegantes portugueses, como su nombre indica. Sus diámetros son de 30 000 y 40 000 años luz y unos «puentes» de hidrógeno deben unirlas a nuestra galaxia.

6. Nuestra Galaxia

El eje horizontal que sirve de referencia para medir los grados en la Vía Láctea refleja la orientación anterior de un observador que, de pie en nuestra Galaxia, estuviese vuelto hacia el norte.

Por el contrario, nuestra vecina la nebulosa de Andrómeda se encuentra en la dirección norte (acompañada por dos nebulosas satélites), a unos 2 200 000 años luz ligeramente por encima del plano galáctico.

A una distancia comparable y no lejos de ella, se encuentra en el Triángulo la galaxia M 33[12].

Hay que alejarse después hasta 9 000 000 de años luz para encontrar en la Osa Mayor la magnífica galaxia M 81, cuyo aspecto recuerda mucho a la nebulosa de Andrómeda.

Más lejos aún hay una quincena de galaxias. Después se encuentra el gigantesco cúmulo de Virgo, cuyo centro está a 35 millones de años luz. Está compuesto por unas 3000 galaxias; sin duda la nuestra y sus vecinas se separaron de él.

Viene después una extraordinaria extensión casi desértica, en la que apenas se encuentran algunos pequeños grupos.

Debemos trasladarnos a 90 000 000 de años luz para encontrar en la dirección de Perseo, un enjambre comparable al de Virgo: en sus proximidades descubrimos además otra colección de pequeños cúmulos.

Estas dos familias constituyen las dos únicas grandes aglomeraciones de galaxias situadas a menos de 100 000 000 de años luz. Después, entre 100 y 150 000 000 de años luz, vemos por una parte a siete pequeños grupos y por otra el gran enjambre de Coma, en la Cabellera de Berenice. Y entre 150 y 250 000 000 de años luz, se encuentra el enorme cúmulo de Hércules.

A esta escala, por desgracia, y con más dificultad que en la escala galáctea, es difícil trazar un mapa del firmamento. El hombre del siglo XX sólo consigue situarse confusamente por lo que a las galaxias lejanas se refiere.

Y de todos modos, sus más potentes telescopios no le revelan los límites del Universo. Aunque lleguen cada vez más lejos, siempre descubren nuevas galaxias en el límite de la visión telescópica.

¿Es finito el Universo?

Sí, responden los matemáticos, que han tenido el atrevimiento de calcular su masa total, basándose en consideraciones teóricas.

Sí, afirman como un eco los astrónomos: el Universo es finito y realiza una impresionante evolución, que demuestra su expansión.

¿Expansión del Universo?

Al analizar la luz procedente de las galaxias más próximas, los astrónomos, en efecto, han hallado «espectros»; es decir, colecciones de bandas luminosas debidas a los distintos elementos y comparables a las del Sol o las estrellas próximas. Esto demuestra una innegable uniformidad de la materia no sólo dentro de la Galaxia, sino en todo el cosmos.

En 1929, Hubble hace un sorprendente descubrimiento. Las bandas de absorción de las galaxias más lejanas le parecen sistemáticamente corridas hacia el rojo. Todas las longitudes de onda de las radiaciones están aumentadas[13] y lo están tanto más cuanto mayor sea la distancia a que se encuentre la galaxia observada.

Hubble dispone de un precioso colaborador: Humason, que se dedicaba a apacentar asnos en el Monte Wilson antes de entrar a trabajar en el Observatorio, donde demuestra una paciencia prodigiosa al tomar fotografías en «pose» que a veces duran incluso una semana.

Por este procedimiento, Humason y Hubble ya llevaban estudiadas en 1936 más de 150 galaxias. Una ley parece dibujarse: el corrimiento de las bandas hacia el rojo es proporcional al alejamiento.

La interpretación que dan la mayoría de astrónomos a este hecho es inmediata: lo mismo que en acústica un sonido se hace más grave cuando la fuente emisora se aleja, el desplazamiento de las bandas luminosas hacia las grandes longitudes de onda debe interpretarse como un alejamiento de las fuentes luminosas.

Es el clásico efecto Doppler-Fizeau, que relaciona la velocidad de una fuente de emisión con la longitud de onda aparente de sus señales. Por ejemplo, si abandonásemos la Tierra a bordo de una astronave muy veloz, las estaciones de radiodifusión no ocuparían ya en el cuadrante de un receptor sus lugares acostumbrados. Sin embargo, las identificaríamos merced a sus números de referencia y el corrimiento revelaría nuestra velocidad. La espectroscopia ofrece recursos análogos y podemos considerar a los distintos elementos como colecciones de emisoras.

Una dilatación gigantesca

Por lo tanto, los astrónomos ven en este «corrimiento hacia el rojo» la prueba de la fuga de las galaxias lejanas. Y como el fenómeno se manifiesta en todas las direcciones del espacio, habrá que concluir que en el Universo tiene lugar una gigantesca dilatación[14].

Pero el fenómeno resulta impresionante cuando los instrumentos sondean las más lejanas fronteras del espacio, pues el análisis espectrográfico continúa demostrando una proporcionalidad rigurosa entre la distancia y el corrimiento de las rayas del espectro, hasta tal punto, que se acabará calculando las distancias de las galaxias mediante un simple examen de sus espectros, basando los cálculos en una velocidad de 24 km/s para una distancia de un millón de años luz. Esto equivale a decir que una galaxia que se encuentre a 500 millones de años luz huye de nosotros a 12 000 km/s, alcanzándose la velocidad de 120 000 km/s a 5000 millones de años luz.

Así, en 1962, Minkowski, sucesor de Humason, atribuye 135 000 km/s a la galaxia «3 C 295»[15], que estudia en el Monte Palomar, o sea, el 45% de la velocidad de la luz. ¡El doble ultravioleta del oxígeno (0,37 micrones) aparece corrido al verde (0,54 micrones)!

Pero este proceso no puede proseguir indefinidamente. La velocidad de la luz representa para el físico un límite que ningún objeto material puede alcanzar[16]. Admitiendo la hipótesis de una recesión siempre proporcional al alejamiento, esta velocidad de la luz se alcanzaría a una distancia de 13 000 millones de años luz. O sea, que a dicha distancia el Universo ya no podría existir; por lo tanto, éste debió de nacer hace 13 000 millones de años, de una explosión gigantesca que proyectó en el espacio la materia de un núcleo inicial, cuyo radio sería de 2000 millones de años luz.

¿Podemos admitir la realidad de semejante expansión? No hay unanimidad de pareceres sobre el problema. Algunos científicos consideran temerario basarse en una sola prueba para afirmar la existencia de un fenómeno tan fantástico. ¿Y puede afirmarse que el efecto Doppler indica obligatoriamente una expansión del Universo?

Durante varios decenios, los partidarios y los adversarios de la expansión se enzarzan en reñida controversia.

Los primeros llevan la voz cantante durante la época de la radioastronomía, en que los partidarios de un Universo estático[17] ven disminuir sus efectivos.

Se registra el efecto Doppler en la longitud de onda de 21 cm, que permite escuchar las nubes de hidrógeno interestelar, lo mismo que en el caso de las ondas lumínicas. Mejor aún: los corrimientos en la longitud de onda corresponden a las diferencias registradas en los casos de objetos cuyas distintas velocidades se conocen.

Además, dejando aparte las observaciones físicas, ¿no fue prevista la expansión por los matemáticos, que demostraron la inestabilidad de un Universo estático?

El signo de interrogación

Sin embargo, no se ha llegado a la unanimidad. Muchos astrónomos se muestran refractarios a la nueva teoría e incluso exponen nuevas hipótesis, observando que la radiación luminosa no es más que una lluvia de fotones. Y en los largos recorridos cósmicos, las colisiones que sufren los fotones podrían representar un factor natural de pérdida de energía[18].

El astrónomo intenta hallar una respuesta aumentando el alcance de sus instrumentos. Los mejores instrumentos ópticos alcanzan normalmente hasta mil millones de años luz, y de 5 a 7 000 millones en circunstancias excepcionales. Mientras no se disponga de lentes mayores, lo cual es dudoso, se puede exigir más a los radiotelescopios, en cuyo caso la tarea de escrutar el espacio se convierte también en un viaje por el tiempo. Al sondear el Universo a 10 000 o 15 000 millones de años luz, un radiotelescopio observará unos sucesos que tuvieron lugar igual número de años antes.

Si la expansión tuvo un «comienzo», el hombre tiene la posibilidad de revivirlo gracias a estos medios.

En Sugar Grove, los norteamericanos trabajaron durante un tiempo en la construcción de un inmenso radiotelescopio de 176 m, del que esperaban un alcance de 30 000 millones de años luz. Merced a él, los astrofísicos confiaban en ver «los tiempos en que nuestro Universo aún no existía». Pero la construcción de este aparato tropezó con graves dificultades mecánicas y se terminó por abandonar este proyecto, arguyendo que se podrán obtener informaciones equivalentes con colectores múltiples. No se ha perdido, pues, la gran esperanza de remontarnos hasta sus mismos orígenes.

En espera de alcanzar este objetivo, el astrónomo trata de cribar las informaciones obtenidas con los aparatos existentes, que ya le proporcionan preciosas indicaciones.

A menos que se basen los cálculos en una transformación continua de la radiación en materia —tesis que los ingenios espaciales no corroboran[19]—, los partidarios de la expansión se ven obligados a admitir que el Universo primitivo fue muy denso: por lo tanto, tendríamos que hallar concentraciones de materia cada vez más importantes cuanto más lejos nos remontásemos en lo pasado; es decir, al registrar más profundamente el espacio. ¿Confirman los sondeos efectuados este punto de vista?

En 1961, el astrofísico inglés Ryle publicó los resultados de los pacientes análisis efectuados en Cambridge con el radiotelescopio Mullard: este gigantesco canal parabólico de 442 m, fijo en el suelo, focaliza la radiación hacia una antena montada sobre un raíl. Los datos son transmitidos por un telescritor a una calculadora electrónica.

Ahora bien, Ryle estima que la densidad de las fuentes aumenta a medida que nos remontamos en el tiempo, y, por extrapolación, el astrofísico deduce que nuestro Universo nació de una explosión gigantesca, que tuvo lugar hace 13 000 millones de años.

Sin embargo, se le puede hacer una objeción: ¿No sería posible que la radiación más intensa descubierta en lo pasado, procediese de galaxias que en su juventud tuvieron mayor actividad, sin que esto quisiera decir que estuviesen más concentradas?

Así se acumulan los indicios a favor de la expansión, sin que se haya alcanzado todavía una certidumbre.

El sentido de la evolución

Pero quizá este gran debate en torno a la expansión fuese en cierto modo un problema mal planteado.

Fuese cual fuere el punto de vista adoptado, resulta característico que todas las opiniones concuerden para ratificar una evolución de nuestro Universo a partir de la época considerada como principio de su expansión.

Actualmente, vemos en efecto millones de astros en el cielo, y descubrimos una materia en la que domina el hidrógeno a la escala cósmica, pero junto al cual han surgido otros elementos, dotados de núcleos más complejos. Así la materia dio origen a diversos tipos de asociación a partir de un estado inicial particular; vivió una extraordinaria novela, de la que nació nuestro mundo actual.

¿Por qué y cómo?

Comprender el Universo, a decir verdad, es ante todo imaginarse esta evolución. Es descubrir por qué procesos las partículas fundamentales originaron galaxias, estrellas, un Sol, una Tierra y unos hombres que hoy reconstruyen esta prodigiosa evolución, preguntándose de dónde procedían estas partículas y el cortejo de entidades —espacio, tiempo, masa— de las que ellas ya eran tributarias.

Sí, es en las partículas donde hay que buscar los secretos del Universo.

Remontándonos en pensamiento a los tiempos en que este Universo no era más que una inmensa nube de hidrógeno, es decir, una colección de protones y electrones, veremos que todo el destino del cosmos prodigioso estaba inscrito en potencia en aquellas partículas.

Partículas que hoy componen nuestro cuerpo, la Tierra y el cielo y que vivieron escenas que asumieron los marcos más diversos. Téngase en cuenta que su papel no fue el de simples agentes pasivos: no eran «granos de materia», sino verdaderos individuos cuyas características gobernarían toda la cibernética cósmica.

Ésta será en el terreno filosófico la verdadera revolución del siglo XX.

Al principio, en efecto, el hombre entrevió el mundo atómico a partir de una división cada vez mayor de la materia que percibía por sus sentidos. Le dominaba la tendencia instintiva a considerar las moléculas como modelos reducidos, pues los objetos verdaderos eran los que percibía a su propia escala. Y solía imaginarse como unos gigantes a los demiurgos del cosmos. Así, después de descubrir el átomo, el hombre lo miró de arriba abajo con un talante algo desdeñoso, viendo en aquellas partículas, simples bolitas microscópicas cuya única importancia radicaba en su número. ¿No tenían que reunirse en grandes cantidades para formar el mejor objeto o provocar el fenómeno más insignificante?

Sin embargo, hay que adoptar la actitud opuesta, viendo en realidad en el mundo atómico al verdadero agente creador de todo nuestro Universo.

Si intentamos trazar su historia, no podremos comparar las partículas con ladrillos o con muebles colocados en el marco de las grandes estructuras, a medida que el cosmos se iba organizando.

Estas estructuras, efectivamente, no existían de antemano. Al seguir la evolución del Universo, descubriremos en cambio que en todas sus etapas fueron creadas por obra de las partículas. No podemos hablar, pues, de un Universo ocupado por las partículas, sino de un Universo construido y formado por ellas, pues las propiedades de estas partículas elementales condicionaron su fisonomía, y su acción dio origen a una materia cada vez más y más organizada.

Nos daremos cuenta de ello pasando revista a las «fuerzas» que les eran propias.

En primer lugar, cada partícula poseía lo que llamamos una masa. De dicha entidad se originaría una fuerza de atracción universal: la gravitación.

Sabemos además que los electrones y los protones poseían cargas eléctricas. La electricidad nos coloca en presencia de una fuerza que presenta dos aspectos: si bien la gravitación ejerce siempre una atracción, las fuerzas eléctricas solamente atraen las partículas de signo contrario, rechazando las cargas del mismo signo.

Finalmente, trabaremos conocimiento con otra fuerza muy especial, que sólo se ejerce entre las partículas pesadas.

Con el conocimiento de estos datos, comprenderemos que el Universo estaba llamado a evolucionar siguiendo una línea directriz que daría por resultado el nacimiento de astros y la aparición, en la Tierra, de una substancia soberanamente organizada: la materia biológica.

El punto de arranque fueron las partículas. El de llegada será el hombre.

Éstos son los dos extremos de una cadena, cuyos eslabones descubriremos al revivir la novela de la materia.

3

La obra de la gravitación

La característica primordial de las partículas es la atracción que ejercen sus masas. Se trata de una acción insignificante cuando el número de partículas es reducido, pero se manifestará importante cuando éstas sean muy numerosas.

Éste es el sentido de la fuerza que conocemos con el nombre de gravitación. Representó un papel decisivo durante la etapa de un Universo primitivo, reducido aún a una vasta nube de hidrógeno que ocupaba el espacio, o sea, una colección compuesta quizá por 10⁶⁰ protones y otros tantos electrones.

En esta inmensa formación, las primeras grandes transformaciones topológicas se realizaron por los efectos de la gravitación: la atracción universal será la responsable de la organización macroscópica del cosmos.

1.— La atracción universal

Fuerza astronómica, la gravitación presenta la ventaja, para nosotros, de ser captada por nuestros sentidos gracias a un ejemplo concreto. El peso, o sea, la gravitación del astro llamado Tierra, gobierna todos los fenómenos de que el hombre es testigo.

Su vida transcurre bajo el signo constante de la gravedad: los mecanismos de la gravitación universal, sin embargo, no le fueron familiares desde el principio.

Verdad es que en todas las épocas, los fenómenos relacionados con el peso parecieron naturales. Desde que la Tierra sustenta al hombre sobre su superficie, éste vio a todos los cuerpos atraídos hacia su centro y se acostumbró a medir las masas, indirectamente, a través de dicha atracción: incluso hoy en día, el ama de casa hace pesar lo que compra, pese a que adquiere masas.

También resulta significativo el hecho de que, durante generaciones, la física incipiente denominase de manera indistinta kilogramo a la unidad de masa —el litro de agua— y el peso que éste tenía en París, creando una confusión que solamente cesó en época reciente, con la adopción de un sistema racional en que el kilo gramo se reserva únicamente para las masas.

Esta confusión entre masa y peso traduce perfectamente un estado de ánimo. Muchas veces es necesario reflexionar un momento para descubrir, con la maza o el ariete, el factor inercia que, en el marco terrestre, revela una masa sin tener que acudir a su peso. Independientemente de todo peso, una masa, en efecto, se manifiesta por la resistencia física que opone a los cambios de velocidad.

A este respecto, la era espacial nos ofrece ya las situaciones que permiten distinguir masa y peso. Un objeto transportado a cualquier lugar del Universo contiene siempre la misma cantidad de materia: la masa, por consiguiente, será la magnitud invariable que permite medir dicha cantidad. En cambio, el peso de un cuerpo refleja las condiciones a que está sometido. En la superficie de la Luna, por ejemplo, la atracción ejercida por el astro corresponde únicamente a una sexta parte de nuestra gravedad.

Lo que equivale a decir que la elevación de un objeto, en la Luna, exige un esfuerzo seis veces menor. En cambio, la energía necesaria para crear una velocidad será exactamente la misma. Si levantamos una esfera metálica, nos sorprenderemos ante su liviandad y nos parecerá levantar una bola de corcho. Pero al lanzarla con el mismo movimiento que en la Tierra, encontráremos que es tal como la conocíamos. Y en una pista lunar, un ciclista pesará seis veces menos, pero sufrirá los efectos de la misma fuerza centrífuga que experimentaría en la Tierra y, por lo tanto, deberá efectuar los virajes muy inclinado…

Por último, cuando una astronave efectúa un viaje en caída libre por el espacio, adquiere la misma aceleración que los cuerpos que transporta, y, por lo tanto, la diferencia será nula. El resultado de ello, a bordo, será una ausencia de peso y, por lo tanto, una cápsula espacial se nos presenta como un laboratorio ideal para estudiar el fenómeno masa.

En el interior de uno de estos ingenios, los objetos no caen al soltarlos; el lápiz abandonado permanece encima del papel como sostenido por una mano invisible, dispuesto a trabajar de nuevo; el agua no se vierte de la botella inclinada y la progresión normal es imposible, al no existir adherencia contra el suelo. Y los proyectiles describen líneas rectas, rebotando en las paredes como las bolas en las bandas de una mesa de billar. La ausencia de gravedad pone entonces de manifiesto la inercia. Levantar un objeto no exige ningún esfuerzo. Levantarlo o más bien moverlo con rapidez en una dirección determinada, requiere un esfuerzo tanto mayor cuanto más importante sea su masa. Titov «dejaba» su cámara en el aire, anclada por su inercia.

Pero esta creación de medios desprovistos de gravedad es extremadamente reciente. El destino común de los hombres, en cambio, fue siempre el de no poder imaginarse masas desprovistas de peso, por haber vivido encadenados constantemente a su planeta por la gravitación.

Un ejemplo demasiado magistral

Y el peso era un caso anómalo de la gravitación.

Del uno al otro confín de la Tierra, sus variaciones —0,5% entre los polos y el ecuador— escapan a la apreciación. Hay que esperar al siglo XX para que el hombre compruebe, durante competiciones deportivas excepcionales, que un peso cambia ligeramente en valor según el lugar.

Por lo demás, el carácter «universal» de la gravitación no se demuestra con el peso, pues está disimulado por la disimetría de las masas que intervienen. La atracción mutua de dos cuerpos, en efecto, depende del producto de sus masas. Pero al ser la gravitación una fuerza débil, este producto solamente adquiere valor importante cuando una de las dos masas es la Tierra. Si soltamos dos piedras juntas, tendrán tendencia a acercarse, al caer hacia el suelo, pero su atracción mutua será tan insignificante que el fenómeno escapa a la observación y, en apariencia, cada piedra describirá su trayectoria propia como si la otra no existiese.

Así, al tener conocimiento del mundo, el hombre tardará mucho tiempo en relacionar la gravedad o peso de los cuerpos con la masa de su planeta.

Por lo demás, al principiar el siglo XVI aún no había dado la vuelta al mundo. Los periplos de Piteas lo llenaron de asombro, en otras épocas: el viajero marsellés alcanzó una región donde «el Sol no desaparecía del horizonte». Pero el hombre vivía como un provinciano, sin tener una visión general de su planeta, imaginando un cielo sostenido por columnas por encima de una Tierra plana.

Durante mucho tiempo, esta ilusión de un «arriba» y un «abajo» absolutos se opone a la representación esférica de la Tierra, preconizada por Aristóteles: si la Tierra fuese redonda, afirman gravemente los escolásticos, los habitantes de los antípodas estarían cabeza abajo y los océanos se derramarían en el vacío…

Pero, finalmente, después de medir su planeta y empezar a considerarlo como un astro, el hombre comprende que la gravedad es una fuerza que atrae los objetos hacia el centro de la Tierra. Mas entonces cree que en las entrañas del planeta existe un poder misterioso.

Hace falta la intuición de un Newton para generalizar la fuerza de gravedad, convirtiéndola en gravitación universal y para comprender que el poder de atracción de la Tierra debe atribuirse únicamente a su cantidad de materia.

Cuenta la leyenda que el ilustre físico tuvo esta revelación al pie de un manzano de su aldea natal. Quizá esto no sea una fábula; la propia madre de Newton refirió esta anécdota a Voltaire, dándola por auténtica. Y hasta que una tempestad lo destruyó, en 1812, el árbol de Woolsthrope fue un centro memorable de peregrinación…

Al observar la caída de la manzana, Newton presintió que era atraída por la Tierra en virtud de una ley general que impulsa a todos los cuerpos del Universo a atraerse, con una fuerza que está en relación con su masa. Y el físico enunció entonces la ley de la gravitación, diciendo que la fuerza de atracción entre dos masas varía inversamente al cuadrado de la distancia: cuando el alejamiento es doble o triple, la fuerza de atracción es cuatro o nueve veces menor.

Semejante fuerza de atracción dará órbitas elípticas a los planetas, admitiendo al Sol como centro, y las leyes que Kepler dedujo de la observación casi un siglo antes, encontraron su justificación científica. Había nacido la mecánica celeste.

La constante de gravitación

Pero ¿cómo calcular la intensidad del «poder gravífico»? ¿Qué atracción recíproca ejercerán dos masas de 1 kilogramo que disten 1 metro? Su valor será la «constante de atracción universal». En tiempos de Newton, esta constante era desconocida, desde luego, y durante mucho tiempo fue muy difícil precisarla.

No se trata, en particular, de deducirla del peso de nuestros objetos, pues la masa de la Tierra aún no se ha calculado.

Para proceder a mediciones «absolutas» hay que utilizar masas conocidas y estudiar su atracción recíproca en el laboratorio. Teniendo en cuenta que se trata de fuerzas levísimas, estas experiencias son muy delicadas. Pero Cavendish las realiza a fines del siglo XVIII, empleando una varilla horizontal, móvil alrededor de su centro y a cuyos extremos se hallan suspendidas bolas de plomo. Puestas delante de unas esferas de platino, la torsión de la varilla indica su atracción recíproca. Así consigue demostrar Cavendish que la atracción es algo propio de todas las masas y calcula la constante de gravitación, sacando la conclusión de que dos masas de 150 kg, cuyos centros respectivos disten 10 cm, se atraerán con la fuerza que la Tierra ejerce sobre un milímetro cúbico de agua. Y este débil valor explica muy bien que no podamos percibir la mutua atracción que se ejerce en las masas.

Conocida la constante de gravitación, se puede calcular la de la Tierra (que es aproximadamente de 6·10²⁴ kg), y de una manera general la de los cuerpos celestes cuya gravedad puede medirse. Esto se aplica, especialmente a los astros dotados de satélites. Así se calculan las masas del Sol y de los planetas superiores. Más adelante, este método se aplicó a las estrellas que poseen compañeros. Poco a poco, se fueron pesando todos los astros y la precisión de los cálculos absolutos era la misma que la constante de gravitación, conocida durante mucho tiempo de forma harto sumaria. Heyl reanudó en 1930 los experimentos de Cavendish, pero sólo consiguió una precisión de una milésima…

Los experimentos de Eötvös

Todos los cuerpos se atraen entre sí.

El hecho resulta extraordinario, y los físicos se hacen esta pregunta: ¿Debe atribuirse esta atracción a las masas respectivas, independientemente de las substancias que las constituyen? ¿O, dicho de otro modo, a igualdad de masa, la gravitación actuará de la misma manera sobre todas las partículas? Si existiesen diferencias, una bola de cobre no debería tener el mismo peso que una bola de plomo de la misma masa, puesto que en el cobre ordinario, los neutrones aseguran el 54,6% de la masa contra el 60,4% en el caso del plomo (un núcleo de cobre contiene 29 protones y 34 neutrones, mientras que en un núcleo de plomo ordinario, 82 protones están unidos a 126 neutrones).

7. Las cercanías de nuestra Galaxia

Se conserva la misma orientación, de las figuras 5[ver] y 6[ver], pero las dimensiones se han reducido en la proporción de 20.

Pero la realidad desmiente semejante suposición. El barón húngaro Roland von Eötvös realizó unos experimentos extremadamente minuciosos de 1890 a 1909, a fin de comparar el peso y las masas respectivas de numerosos objetos, mediante una técnica muy sutil. En las condiciones terrestres ordinarias, en efecto, todos los objetos se hallan sometidos a dos acciones. Su peso es una fuerza dirigida hacia el centro de la Tierra. Pero además, al hallarse nuestro planeta animado de un movimiento de rotación, todos los objetos situados en su superficie sufren los efectos de una fuerza centrífuga que hace intervenir a su masa. Por último, ambas fuerzas se equilibran en una componente vectorial y la plomada señala no la vertical geométrica, sino la resultante que, en nuestras latitudes, forma con ella un ángulo de casi 6'.

8. Nuestro universo local

Una nueva reducción (en una proporción próxima a 150) ofrece una imagen del Universo hasta varios centenares de millones de años luz. El cuadradito central indicado por una flecha contiene la carta precedente.

Por lo tanto, si masa y peso no estuviesen en la misma relación para los cuerpos constituidos por diversas substancias, fuerza centrífuga y peso no tendrían la misma importancia relativa. Suspendidos de un hilo, estos cuerpos deberían adquirir direcciones ligeramente distintas. Sin embargo, Eötvös no señala la menor diferencia. Sus experimentos se repiten en 1960 en la universidad de Princeton con una precisión mil veces superior (mediciones a la diez milmillonésima), pero el resultado también es negativo.

Por consiguiente, el poder de gravitación nos aparece completamente relacionado con el factor masa, y esto hizo que Einstein relacionase la entidad masa con una estructura del espacio. Pero nuestra finalidad no consiste en exponer el origen de la gravitación ni plantear el problema de las posibles variaciones de la constante representada por la atracción universal, según las regiones y las épocas. Mencionamos únicamente el hecho de que las partículas del Universo primitivo se atraían. Y se trata de comprender las consecuencias que esta atracción tendría en la evolución del Universo.

2.— Nacimiento de las galaxias

Los físicos descubrieron la gravitación en una época en que se ignoraba la verdadera naturaleza de la materia y especialmente la existencia de las partículas. Y se inauguró una manera de pensar, que veía los problemas de la gravitación a la escala de los cuerpos celestes.

Así, nuestra mecánica se aplica a unos mundos que ya han adquirido cohesión[20], y los asimila a objetos compactos que evolucionan en un medio que se supone vacío. Semejante modelo refleja, ciertamente, la situación actual: los astros que nos son familiares son estables, y, en el sistema solar, la materia distribuida por el espacio es relativamente poco abundante, por lo que su gravitación apenas tiene importancia comparada con la de los astros.

En una carta del sistema solar, el astrónomo podrá entonces razonar como si las masas de los astros estuviesen concentradas en el centro de los mismos, y estudiar la atracción mutua de las masas, sin ocuparse de los astros, cuya existencia ya da por sentada. En cierto modo, la gravitación queda reducida al rango de agente de la circulación, pues fija las órbitas.

Sin embargo, tuvo ocasión de manifestarse de manera muy distinta en el Universo primitivo, mediante una labor mucho más importante, pues en los primeros tiempos intervino para provocar, a partir del caos inicial, la formación y la transformación de objetos y después para garantizar su cohesión.

Es preciso observar que el término objeto debe entenderse en un sentido muy general. Desde luego, la Tierra es un objeto, y a causa de una estructura superficial sólida su cohesión no parece deber ya nada a la gravitación, que asegura únicamente la retención de una atmósfera. Pero téngase también en cuenta que los planetas son «objetos secundarios», cuyo nacimiento acaecerá en el regazo de las estrellas, o sea, de objetos primarios gaseosos. El problema cosmogónico, pues, se plantea de manera muy diferente al remontarnos en el tiempo: se trata de considerar de qué manera las fuerzas de la gravitación pudieron asegurar la existencia de astros gaseosos…

Un objeto gaseoso

Nada nos impide concebir la cohesión por efecto de la gravedad de un objeto gaseoso. Podemos suponer que, mientras continuaban girando en todos sentidos, las partículas o los átomos de hidrógeno que ocupaban un determinado volumen de espacio se apresaron mutuamente bajo el efecto de su recíproca atracción, con el resultado de que ya no pudieron abandonar aquellas regiones.

Pero entonces interviene un factor distinto a la gravedad. La gravedad de un astro indica la atracción ejercida por su masa y tiene un sentido estático. Pero cuando algo desee evadirse de su superficie, tendrá que efectuar un trabajo que, desde luego, dependerá de la gravedad, pero también de la manera como ésta varíe con la distancia.

Imaginemos, por ejemplo, dos astros de diferente volumen, en cuya superficie la gravedad fuese idéntica. Para que la gravedad disminuya en 75%, es necesario alejarse, en ambos casos, hasta una altitud igual al radio del astro.

En consecuencia, la distancia a recorrer será más larga para el astro menos denso, que, al tener un volumen mayor, tendrá también un radio mayor. Y por consiguiente, será preciso emplear una energía más considerable para vencer una misma fracción de la gravedad. Así, la energía total que permita alejarse indefinidamente —y que recibe el nombre clásico de energía de escape— no será la misma.

Las operaciones espaciales nos han familiarizado con semejante situación, al hablarnos de la «velocidad de escape o de liberación» de un astro. Esta velocidad, por definición, es la que hay que imprimir a una masa desde la superficie del astro, para asegurarle la energía de escape bajo una forma cinética. Y este concepto nos proporciona un lenguaje particularmente apropiado para discutir los problemas cosmogónicos.

Es notable, en efecto, la relación que existe entre la astronáutica o ciencia que trata de los cuerpos celestes artificiales y la cosmogonía, que estudia la evolución de los objetos que poblaron naturalmente el espacio.

Recordará el lector que en astronáutica nunca interviene la masa de nuestro planeta, cuyo valor sólo es conocido por los especialistas. En cambio, suele citarse a menudo la velocidad de escape desde la superficie de la Tierra, que equivale a 11,2 km/s.

Así, discutiremos la cohesión de un astro —o, más generalmente, de un objeto gaseoso— comparando su velocidad de escape con la velocidad de las partículas que constituyen su periferia.

Por ejemplo, la velocidad de escape del Sol es de 618 km/s. Semejante velocidad retiene fácilmente los elementos componentes de su superficie, que son átomos de hidrógeno dotados de una velocidad de 12 km/s, y retiene asimismo la atmósfera del astro, en la que la velocidad de las partículas alcanza por lo general 100 km/s. Si la velocidad de escapé del Sol fuese diez veces menor, su cohesión estaría asegurada, pero perdería su fotosfera y, por lo tanto, estaría condenado a una rápida evaporación…

Matemáticas y velocidad de escape

Como la gravedad, la velocidad de escape de un astro depende de su masa. Pero ya lo hemos señalado: a igualdad de gravedad, la velocidad de escape será mayor para un objeto de menor densidad.

Teniendo en cuenta la ley de la atracción universal, podemos deducir que la gravedad de un astro aumenta como su masa y que es inversamente proporcional al cuadrado de su radio. La velocidad de escape, en cambio, aumenta solamente con la raíz cuadrada de la masa y es inversamente proporcional a la raíz cuadrada del radio. Así, todas las «combinaciones» serán posibles, ateniéndonos a las diferentes densidades de los cuerpos celestes.

Por ejemplo, suponiendo un planeta que tuviese un radio doble del de la Tierra y una masa cuádruple, las consideraciones precedentes nos demostrarían que, en su superficie, la gravedad sería la misma que en la Tierra: en este astro hipotético, un litro de agua pesaría 9,8 newtons[21], y, después de caer durante un segundo, un objeto tendría una velocidad de 9,8 m/s, como en la Tierra. En cambio, la velocidad de escape ascendería a 15,8 km/s. Y la gravedad continuaría siendo la misma en un planeta que tuviese nueve veces la masa de la Tierra con un radio triple del de ésta, pero la velocidad de escape alcanzaría entonces 19,4 km/s.

Inversamente, los astros tendrían la misma velocidad de escape que la Tierra, pero gravedades menores, si se aumentasen la masa y el radio en la misma proporción. Vamos a multiplicarlos por 10, es decir, vamos a imaginar un planeta con una masa diez veces superior a la de la Tierra, pero con una densidad cien veces inferior. En este planeta de corcho, los pesos de los objetos son diez veces menores, pero para lanzar satélites, los cohetes tendrán que crear las mismas velocidades que en la Tierra.

Y al multiplicar masa y radio por 100, nada nos impide imaginar un mundo gaseoso en el que la velocidad de escape sea igualmente 11,2 km/s, pero cuya gravedad sea solamente la centésima parte de la terrestre. Con coeficientes más elevados, la gravedad cada vez será menor, mientras que la velocidad de escape conservará el mismo valor.

Estas consideraciones son de importancia capital. Nos proporcionan la clave de los problemas cosmogónicos, si queremos vislumbrar la acción de la gravitación en los tiempos del Universo primitivo. Es preciso tener en cuenta, en efecto, que por débil que sea la densidad de una formación gaseosa, su velocidad de escape puede ser suficiente para asegurar su cohesión, a condición de que el volumen sea suficientemente importante.

Por este motivo, en la nube inicial, en la que el hidrógeno tenía una densidad débil, los primeros objetos fueron enormes concentraciones de gases, precursoras de las galaxias.

Se desgarra la nube primitiva

En esta nube no tardarán en producirse desgarrones, pues, en efecto, es inestable y su gravitación origina contracciones locales, que por su parte crean también una tensión interna. Así, correrá la misma suerte que una tela demasiado tirante: un proceso de desgarramiento será inevitable.

Y estos trastornos aumentan en progresión geométrica. La materia que bordea un desgarrón cesa de estar tirante y se contrae, produciendo concentraciones que crean a su vez desequilibrios, mientras los desgarrones se generalizan para condenar progresivamente la nube primitiva a una fragmentación a todo lo largo y lo ancho. De este proceso nacen gigantescas condensaciones, cuya gravitación asegura la cohesión.

La masa de estas condensaciones se cifra en cantidades aterradoras: miles de millones de veces la masa solar. Sus dimensiones se expresan por cientos de miles de años luz, y constituyen agrupaciones informes, en las que sólo se cuentan unos cuantos átomos de hidrógeno por centímetro cúbico. Durante esta etapa aún no hay astros, pero la inmensa nebulosa primitiva ha sufrido una transformación, dando origen a millones de capas que evolucionarán de manera independiente. Ya han adquirido su unidad; a causa de las elevadas velocidades de escape que les confiere la gravitación, a partir de entonces la materia ya no podrá evadirse de la formación en la que está prisionera y en cuyo interior la gravitación se ejercerá de una manera autónoma.

Antiazar

Este autodesgarramiento de la nebulosa primitiva no tuvo testigos y durante mucho tiempo se consideró difícil reconstruir esta primera etapa de nuestro Universo.

Sin embargo, el hombre encuentra su recuerdo escrutando el cielo. Lo descubre en el carácter «asociativo» de las galaxias, que representan hoy la etapa evolucionada de las formaciones primitivas. La aparición de astros, desde luego, modificó entretanto su aspecto y su naturaleza, pero ejerció poca influencia en el propio escenario, pues nuestras galaxias actuales señalan bastante bien los emplazamientos de las formaciones primitivas, cuya evolución estelar quedó paralizada.

Pero un hecho salta a la vista. El Universo actual nos aparece poblado principalmente de conjuntos de galaxias que presentan un flagrante carácter gregario, pues nuestra propia Galaxia forma parte de un grupo local.

La carta del cielo, a decir verdad, sería muy distinta si el reparto de las galaxias hubiese obedecido al azar, o sea, si las diversas galaxias hubiesen sido completamente independientes.

Éste es, en efecto, el sentido físico del término azar, que la historia del cosmos nos permitirá evocar en otras ocasiones. Por definición, el azar caracteriza a una serie de sucesos sin relación, desvinculados, semejantes a las suertes sucesivas de la ruleta, en la que una jugada no depende para nada de las precedentes. Al no existir ningún número favorecido, cualquier pretensión de calcular el que saldrá o de adivinarlo gracias a una intuición determinada, debe considerarse como absurda. Los números premiados nos proporcionan el tipo mismo de una serie aleatoria, que no se halla regida por ninguna ley y sólo nos permite hacer consideraciones estadísticas, valederas cada vez que un proceso físico asegure la independencia de los acontecimientos.

Pero esto no es todo. La existencia o la ausencia de estos rasgos estadísticos nos permitirá decir si existe azar o intervención: si en la ruleta vemos salir un mismo número diez veces consecutivas, podremos gritar que hay tongo.

Del mismo modo, al considerar una colección de objetos dispersos en un lugar determinado, el cálculo tiene en cuenta las estructuras permitidas por el azar —tenemos un ejemplo notable de ello en las moléculas de un gas— y las que implican cualquier vínculo entre dichos objetos, a la manera del gregarismo que reúne a las vacas en un prado.

La génesis de las formaciones primitivas nos pone frente a una acción de este tipo: hubo dependencia en el poblamiento del espacio. En cierto modo, podemos hablar de reacción en cadena, pues la menor condensación de la nebulosa inicial tenía que producir otras en sus proximidades, a consecuencia de la ruptura del equilibrio de gravedad.

Y hoy tenemos la prueba de este proceso escrutando el firmamento. Comprobaremos que las galaxias presentan un carácter sorprendentemente asociativo, lo que se comprende si admitimos que nacieron por racimos.

No se trata de una ilusión. Las condiciones de estos agrupamientos fueron minuciosamente estudiadas por los matemáticos Kutz y Muldeis, entre otros, que sentaron las bases de un método que puede resumirse de la manera siguiente:

La población media en la región del cielo accesible a nuestros instrumentos es de cien galaxias en un cubo cuya arista fuese igual a 20 000 000 de años luz. Entonces sería posible proponer poblaciones-modelo, si la distribución de las galaxias obedeciese al azar. En rigor, las podría crear una sencilla ruleta que, como es sabido, cuenta con 37 números. Si convenimos ver en ellos las matrículas de otros tantos cubos-testigo, bastaría con efectuar 3700 tiradas para que cada número apareciese cien veces por término medio: las salidas reales nos informarían sobre la población de 37 cubos cósmicos.

Los matemáticos dicen que entonces la distribución sería «gaussiana», con una gran abundancia de poblaciones próximas a ciento, ya que los números muy altos o muy bajos son extremadamente improbables. En particular, sería inconcebible un cubo cósmico que contuviese menos de diez galaxias, admitiendo que las formaciones primitivas se hubiesen encontrado repartidas al azar en el espacio.

Pero la realidad nos muestra numerosos cubos cósmicos que tienen cero galaxias, mientras que otros las contienen a millares. Lo cual equivale a decir que este desequilibrio es tan flagrante que ya no permite abrigar ninguna duda; las galaxias no se distribuyeron al azar por el espacio, sino que una ley de asociación dirigió su reparto.

Los matemáticos se han esforzado por descubrir esta ley, considerando hasta qué punto habría que alterar el azar para explicar el hecho de que en las proximidades de una galaxia, las probabilidades de presencia sean más grandes.

Para esto, han procedido por etapas, exigiendo a las ruletas una primera tirada, para indicar en principio un punto. Una segunda tirada proporciona una cifra determinada, indicando el número de galaxias que constituyen un cúmulo y cuyo centro será dicho punto. Una tercera operación, finalmente, indica la distribución de las galaxias en el cúmulo.

Así fue como el astrónomo Shane pudo obtener en 1955 unos modelos muy parecidos a las cartas celestes del Observatorio de Lick.

De este modo se tuvieron los primeros indicios que permitieron reconstruir la fragmentación de la nube primitiva, a partir del aspecto que ofrece el Universo actual y a costa de muchísima paciencia.

Una contracción lenta

Al fragmentarse la nebulosa primitiva, pues, nacieron distintas formaciones. Fueron los primeros objetos del Universo, aplicando el término objeto a cualquier materia dotada de cierta autonomía, a consecuencia de una vinculación exclusiva entre sus partes componentes.

Estas distintas formaciones están consolidadas por su propia gravitación. Y además, la gravitación de los cuerpos exteriores actúa globalmente sobre ellas, de manera que el astrónomo estudia su movimiento teniendo en cuenta el desplazamiento del centro. De este modo, y a través de las peripecias de sus sucesivas transformaciones, las formaciones describirán órbitas y terminarán convirtiéndose en satélites unas de otras.

Pero los elementos que constituyen una formación ignoran estos movimientos, para conocer esencialmente las fuerzas que actúan en el ámbito del objeto, Y entonces aparece una nueva acción de la gravitación. La gravitación aseguró la cohesión de la nebulosa; por lo tanto, su papel no será solamente estático.

La gravitación engendra una fuerza de atracción dirigida hacia el centro: por consiguiente, así que empezó a dibujarse, la formación tuvo tendencia a replegarse sobre sí misma según un mecanismo que prolongaba la condensación.

Se inicia de esta forma una grandiosa evolución. La gravitación tiende a provocar la contracción progresiva de esta pregalaxia, pues la materia periférica está atraída hacia el interior, mientras la masa de la formación aumenta con la materia, que, esparcida aún por el espacio, tiende a caer bajo los efectos de su gravitación, Y este doble movimiento tiene por resultado aumentar la densidad de nuestro objeto, cuya autonomía gravífica se acentuará así por sí misma, pues una densidad más elevada acarrea un aumento del poder gravífico: la cohesión de la formación aún quedará más sólidamente asegurada y su contracción se amplificará.

Sin embargo, si tratamos de conocer el ritmo inicial con que se desarrolla semejante movimiento, nos sorprenderá su lentitud casi increíble.

No obstante, la razón de esto es muy sencilla. Como hemos dicho, la cohesión se estudia con las velocidades de escape. En cambio, para apreciar la concentración de un objeto gaseoso hay que volver a la gravedad, que condiciona la velocidad de caída de los cuerpos. Y como sabemos, las velocidades de escape pueden ser elevadas en el caso de formaciones gaseosas de muy poca densidad, si son suficientemente vastas. Pero se caracterizan por gravedades insignificantes.

Por ejemplo, imaginemos una formación cuya masa sea 300 000 millones de veces la de nuestro Sol y que se presente bajo la forma de una esfera en un radio de 250 000 años luz.

El cálculo le asigna una velocidad de escape próxima a los 100 km/s, que garantiza perfectamente su autonomía.

En cambio, podemos calcular que en su superficie la gravedad será inferior a una milésima de la milmillonésima parte de la gravedad terrestre (10⁻¹² g). Las partículas que ocupasen las regiones periféricas «caerían» con extremada lentitud: durante el primer día de caída, solamente recorrerán 3 cm en dirección al centro, o sea, una distancia irrisoria teniendo en cuenta las dimensiones de la nebulosa. Aunque este proceso se desarrollase sin trabas, el radio de nuestra formación no habría disminuido ni 20% en cien millones de años.

Tal es la extraordinaria majestad de un fenómeno para el que un millón de años —período enorme a escala humana— es algo irrisorio. Sin embargo, el millón de años es la unidad de tiempo apropiada para seguir la evolución del objeto que para nosotros aún no es más que una galaxia en potencia.

Pero precisamente a causa de su lentitud, esta contracción no puede considerarse centrípeta: la materia no se precipita hacia el interior, pues la atracción que experimenta tiene únicamente por efecto provocar un movimiento de conjunto de las partículas que parecerá casi insignificante con respecto a la velocidad de agitación, de manera que la contracción constituirá un telón de fondo y ambos fenómenos se combinarán para dar a la formación un aspecto que irá esbozándose paulatinamente.

3.— Hacia la protoestrella

La evolución de la formación aludida es lentísima. Sin embargo, su contracción general tiene una consecuencia: aumenta progresivamente su densidad.

Y esta situación tendrá por sí misma una repercusión directa, pues existe, como sabemos, una relación entre la densidad de un gas difundido por el espacio y la dimensión de los objetos que, en su seno, pueden aspirar a una cohesión a causa de su gravitación intrínseca.

Cuando la formación adquirió su autonomía, separándose de la nube principal, constituía el objeto tipo cuya talla correspondía a la densidad de la capa de hidrógeno en la que se originó. Pero a medida que su densidad aumente, el grado de autonomía disminuirá.

Esto equivale a decir que al contraerse, la nebulosa se convierte en el lugar más apropiado para que se registren «condensaciones» gravíficas, que tenderán a manifestarse en sus distintas partes. Y al aumentar aún más la densidad, sectores enteros podrán convertirse en otros tantos candidatos a la autonomía. Así se inicia una reacción en cadena y los fenómenos gravíficos engendran un verdadero mundo de muñecas japonesas. Aparecen en la formación nubes de densidad apreciable, que se desplazan creando corrientes. Terminarán interpenetrándose y creando torbellinos.

Al aumentar la densidad, las partículas acaban por constituir ovillos que la materia ya no puede atravesar libremente y entonces se produce un cambio importante.

La formación primitiva ofrecía espacios tan grandes a las partículas, aisladas o en forma de átomos de hidrógeno, que las mismas circulaban sin obstáculos, como automóviles en una red de carreteras en la que hubiese muy pocos vehículos: esto permitiría que los coches cruzasen las intersecciones sin reducir siquiera la velocidad. Pero cuando la circulación se hace más densa, los embotellamientos obligan a los vehículos a disminuir su marcha en las zonas congestionadas, donde terminan acumulándose. Y cuando se llega a la etapa del embotellamiento, la densidad aumenta vertiginosamente, pues los nuevos vehículos quedan prisioneros de la maraña.

Así, cuando se alcanza una densidad suficiente, aparecen bolas en el corazón de la nebulosa, en las que la contracción actuará en menor escala.

Y con ellas nace el concepto de la temperatura, pues se puede invocar a la velocidad relativa media de los protones. Si ésta es de 1 km/s, el hidrógeno estará ipso facto a una temperatura de 150 K, y se calcula que para esta temperatura, si la densidad alcanza solamente 30 protones por cm³, la gravitación asegurará la cohesión de una esfera que tenga una masa mil veces superior a la del Sol. Para 1000 átomos por cm³, bastarán cien masas solares y solamente harán falta diez cuando la densidad alcance 10 000 átomos por cm³.

Hacia las protoestrellas

En el terreno «fértil» de la nebulosa, un nuevo fenómeno se sobrepone entonces a su lentísima evolución. En las pelotas que aparecen aquí y allá, actúan las fuerzas de gravitación a fin de provocar una contracción.

Y cuanto mayor sea la densidad de una población, más elevada será la gravedad que origine y, por lo tanto, más enérgica su contracción.

La consecuencia resultará entonces fatal. La formación en contracción lentísima será la sede de regiones que se contraerán deprisa y en cuyo interior habrá sectores que se contraerán todavía con mucha mayor rapidez. Este último fenómeno terminará por imponerse, aspirando en cierto modo la materia de la nebulosa. O sea, que el hidrógeno se condensará en bolas cuya contracción se autoacelerará y que ya podemos denominar protoestrellas: ni siquiera harán falta unos cuantos millones de años para que su contracción alcance un ritmo vertiginoso, pues las bolas, cada vez más densas, se enriquecerán con una aportación progresivamente importante de materia captada al medio ambiente.

¿Hasta dónde llegará este proceso?

Adquirirá una amplitud extraordinaria. En los medios fértiles de la formación —que ahora ya merecerá el nombre de galaxia—, hemos mencionado la presencia de unas docenas de átomos por centímetro cúbico, pero en estas bolas en contracción, los habrá a millares, a millones y a billones por la misma unidad de espacio.

Al tener mayor densidad, estas bolas verán aumentar su fuerza de gravitación y, por lo tanto, atraerán con más energía al hidrógeno del medio ambiente, adquiriendo una masa más importante mientras su contracción se acentúa constantemente.

Al llegar a esta etapa aparecerán los fenómenos decisivos en la evolución de la materia, al surgir el fenómeno estelar.

4

Se encienden las estrellas

La continuación de estos acontecimientos se resume en una pregunta: ¿Qué sucede en una bola de hidrógeno sometida a una contracción cada vez más energética?

Su temperatura aumenta: a medida que se eleva la densidad, crece la velocidad de llegada de la materia exterior y la caída hacia las regiones centrales se precipita. Las colisiones aisladas se multiplican, a medida que el medio se hace más denso. Así, la energía gravífica se convierte en energía calorífica. Al continuar elevándose la temperatura, la bola en contracción se volverá luminosa. ¿Dará origen este proceso a una estrella?

Desde hace un siglo nos planteamos esta pregunta. Hace cien años, las distancias de las estrellas empezaron a ser conocidas y se trataba de explicar la fantástica energía que irradiaban. Se vislumbraba ya la vida de una estrella, desde su nacimiento a su muerte, como una inmensa contracción, y una explicación se ofreció a los investigadores: esta contracción era tal vez la causa de la radiación.

Esta hipótesis fue expuesta por Helmholtz, quien se lanzó al asalto del cielo armado con su física mecánica.

Por desgracia, el cálculo aportó un resultado decepcionante. Admitiendo semejante fuente de energía, la irradiación solamente hubiera durado un tiempo irrisorio: unos cuantos millones de años a lo sumo. A la escala cósmica, esto sería un fuego de virutas, pues la vida de las estrellás se cifra en miles de millones de años.

Sin embargo, este fuego de virutas representa un papel primordial. Permitirá la entrada en escena del gran protagonista de la actividad estelar: la energía nuclear. Aparecerán fenómenos de una naturaleza completamente nueva. Después de la organización topológica provocada por la gravitación, esta fuerza preludia la conquista de los elementos. Se iniciará con la fusión del hidrógeno y el nacimiento de los primeros núcleos compuestos.

La energía nuclear

¿Qué es la energía nuclear?

En el siglo XX, este término es una innovación. En realidad, la energía nuclear es el corolario lógico del descubrimiento del neutrón. Después de comprender en 1933 que los núcleos atómicos están compuestos de neutrones y protones, el físico no sabe cómo explicar su cohesión.

Por aquel entonces, efectivamente, no conoce más que dos fuerzas: la gravitación y la electricidad. Pero la gravitación es una fuerza astronómica que sólo se pone de manifiesto en presencia de masas considerables: en un núcleo, la gravitación de las partículas es ínfima. Por lo que a las fuerzas eléctricas se refiere, actúan solamente sobre partículas cargadas. Por lo tanto, no tienen el menor efecto sobre los neutrones. Y por lo que toca a los protones, la situación aún es peor, pues en este caso las fuerzas eléctricas ejercen repulsión. ¡Así, los neutrones no deberían tener ningún motivo para permanecer en los núcleos, mientras que los protones deberían tener sus buenas razones para no quedarse en ellos! La verdad es que la existencia de edificios compuestos de neutrones y protones sólo podría concebirse admitiendo que exista una fuerza de atracción entre todas estas partículas tomadas dos a dos.

Este acontecimiento es memorable y hace época en la historia de la física. Induce a que se tome en consideración una fuerza de una naturaleza nueva, cuya realidad ya no podrá ponerse en duda y cuyas características tratan de esclarecer Wigner, Bartlett, Heisenberg, Majorana. Yukawa sugiere la función de donde puede derivarse y toda la mecánica de los núcleos será revisada a la luz de esta fuerza o energía nuclear. Sin embargo, este término se presta a malentendidos. Esta energía asegura efectivamente la cohesión de los núcleos y «actúa» cuando éstos sufren modificaciones. Sin embargo, no está unida al núcleo, sino a las partículas que lo componen.

Y si volvemos al Universo primitivo, deberemos ver la situación desde este ángulo, pues los núcleos aún no existen. No hay más que partículas, basándose en las cuales la energía nuclear engendrará precisamente a los núcleos, provocando una selección fundamental.

Téngase en cuenta, en efecto, que esta energía nuclear únicamente actúa sobre las partículas pesadas, haciendo caso omiso de los electrones, de manera que durante miles de millones de años, éstos permanecerán al margen de la gran evolución cósmica, figurando en el Universo únicamente como partículas errantes, que sólo participarán de manera excepcional en las reacciones nucleares. Los electrones, desde luego, «neutralizarán» de manera permanente a la materia. En las zonas tranquilas del espacio, girarán alrededor de los protones o los núcleos. En el seno de las estrellas, vagarán desordenadamente, pero a causa de las atracciones y repulsiones eléctricas, cada volumen contendrá siempre aproximadamente tantos electrones como protones: así, y a gran escala la materia será neutra o, al menos, los campos eléctricos serán débiles.

En todo caso, el electrón será el perro fiel que siga al protón sin representar apenas ningún papel. Haremos caso omiso de su existencia, prácticamente, durante los grandes capítulos dedicados al nacimiento de los elementos.

Victoria sobre la electricidad

Por lo tanto, la energía nuclear actuará sobre los protones del Universo primitivo. Será una fuerza atractiva.

Al ser portadores de cargas eléctricas del mismo signo, dos protones tendrán tendencia a separarse.

Así ¿qué fuerza triunfará?

A decir verdad, éste es el lugar de extendernos en una disquisición harto sutil.

Cuando dos protones estén casi en contacto, no es posible la duda: triunfará la energía nuclear, pues su intensidad es elevadísima con relación a la energía eléctrica.

Sin embargo, la energía nuclear ofrece una característica particularísima: su radio de acción es extremadamente reducido.

La ley de la electricidad es la misma de la gravitación: la energía disminuye con el cuadrado de la distancia, o sea, que a distancias 5 ó 10 veces mayores, se hará 25 ó 100 veces menor. La energía eléctrica, pues, disminuye con mucha rapidez, pero en teoría nunca llega a ser nula, pues la disminución debe considerarse regular. Con la energía nuclear sucede lo contrario: su intensidad es considerable a distancias cortísimas —en la práctica, hasta 2 milmillonésimas de micrón—, pero cesa completamente más allá de este límite, obedeciendo así a una ley matemática en extremo desconcertante que constituye un dato más que añadir al estudio de las propiedades fundamentales de las partículas.

Según hemos precisado, toda la evolución del Universo dependerá de las características de las partículas elementales. Ya hemos atribuido las condensaciones del Universo primitivo a sus masas.

La energía nuclear es local: en el marco del Universo primitivo, interviene únicamente cuando encuentra protones próximos. En la nebulosa primordial, los protones se hallaban sin duda demasiado dispersos para que pudiesen encontrarse. Pero incluso cuando la gravitación concentró al hidrógeno en bolas, la repulsión eléctrica de los protones se opuso a su acercamiento. Esto impidió actuar a la energía nuclear, incluso a las temperaturas en que era posible la conversión del hidrógeno en plasma.

No olvidemos que la trayectoria de un protón evita a los demás protones, a causa de la energía eléctrica. Incluso en el caso particular en que su velocidad relativa haga que un protón se dirija en línea recta hacia otro, no habrá choque, pues la velocidad disminuirá, frenada por la electricidad y después el protón emprenderá el camino de regreso, como un móvil que vuelve a descender después de haber ascendido por una pendiente.

Ésta sería la imagen que tendríamos de los fenómenos, si nos fuese posible por un momento meternos en un protón. Podemos compararlo a una bola que rueda por un terreno accidentado, en el que los demás protones están rodeados de montañas que su energía no le permite franquear.

Al menos, ésta es la situación existente en el caso de temperaturas cifradas en millares o incluso en docenas de millares de grados.

Pero las condiciones cambian cuando, en el corazón de la protoestrella, la temperatura alcanza un valor elevado. Es entonces cuando descubrimos el papel decisivo representado por el fuego de virutas de la contracción.

La temperatura de un gas, en efecto, indica la energía de sus partículas y, si es suficientemente elevada, los protones se acercan hasta distancias que permiten ejercer su poderoso efecto de atracción a las energías nucleares. En la comparación anterior, debemos considerar a la montaña que protege a cada protón como un volcán: así que un protón incidente llegue al cono interior, «caerá» realmente, adquiriendo una energía de caída considerable. La energía nuclear «actúa», proporcionando a nuestras partículas una fuerza de unión de la que nacerá el primer conjunto complejo.

Así aparece una reacción nuclear de fusión en una masa de hidrógeno cuando ésta alcanza una temperatura de millones de grados. Pero lo importante es observar que esta reacción se realiza espontáneamente. Por lo tanto, será natural en un momento dado de la evolución de la protoestrella, en el que una elevación regular de la temperatura será la consecuencia del proceso de contracción; las partículas adquirirán velocidades cada vez mayores en las regiones centrales. De esta forma, llegará un momento en que se iniciarán reacciones nucleares. Entonces el objeto cambiará de naturaleza, convirtiéndose en una auténtica estrella.

La cadena de las reacciones termonucleares

La fusión de los protones representa un punto de arranque; ya es un fenómeno de cierta complejidad, pues cuando las partículas se encuentren a una distancia que permita a la energía nuclear unirlas, el resultado no será un par de protones.

Incluso en este caso, el destino del cosmos depende de la mecánica de las partículas, que nos enseña que un edificio formado por dos protones no puede ser estable. Sufrirá una transformación casi instantánea: uno de los protones se convertirá en neutrón, mientras serán expulsados un electrón positivo (que se aniquilará al chocar con el primer electrón negativo que encuentre) y un neutrino (que se escapará de la estrella)[22].

Finalmente, debemos tener en cuenta que la reunión de dos protones crea la pareja protón-neutrón, comúnmente llamada deuterón, o núcleo del deuterio.

Es un «isótopo» del hidrógeno. Los físicos llaman isótopos, como sabe el lector, a los núcleos que poseen el mismo número de protones, unidos a un número distinto de neutrones. Combinado con el oxígeno, el deuterio da el agua pesada. En la actualidad, todas las aguas terrestres contienen una pequeña cantidad de agua pesada, resto del acontecimiento nuclear número uno, que aconteció en la época en que el cosmos primitivo vio fusionar, a sus protones para convertirse en deuterones.

Ésta es, en efecto, la primera actividad cósmica nuclear: en las entrañas de una estrella joven, el hidrógeno empieza a convertirse en deuterio.

Debemos percatarnos, sin embargo, de la extraordinaria lentitud de esta reacción, estudiada por Bethe y Crichfield: suponiendo una temperatura de diez millones de grados, estos físicos calculan su tiempo teórico en 40 000 millones de años. Este plazo fabuloso nos demuestra cuán estériles son los intentos por explotar industrialmente esta fusión. (Aunque en realidad, las bombas H y las pilas termonucleares utilizan como materia prima no el hidrógeno ordinario, sino sus isótopos). A la escala cósmica, esta lentitud de la transmutación del hidrógeno en deuterio será una garantía de la longevidad de las estrellas, en las que sucederán otras reacciones nucleares.

Hacia el helio

El deuterio, en efecto, es una materia prima nuclear mucho más activa que el hidrógeno: bastan unos cuantos millones de grados para asegurar su fusión casi inmediata y la unión de dos deuterones dará origen a un bloque de 2 protones y 2 neutrones, que será el helión o núcleo del helio. (Ésta es precisamente la reacción que se trata de explotar en las técnicas de la energía H).

Pero los deuterones que aparecen en una estrella joven no se someten a este proceso. Teniendo en cuenta la parsimonia con que han sido producidos, tienen probabilidades infinitamente mayores de encontrar no a sus semejantes sino a protones, que los acapararán en cuanto aparezcan. A temperaturas elevadas, los protones penetrarán en los deuterones, produciendo en este caso una reacción nuclear muy rápida. ¡A diez millones de grados, su tiempo medio será únicamente de veinticinco segundos! Dicho de otro modo, el deuterio no tiene tiempo de acumularse en el corazón de una estrella, pues resulta consumido casi en el mismo instante de su creación, dando origen a un núcleo de helio 3[E1], o sea, un edificio que posee 2 protones y 1 neutrón.

Este helio 3 fue durante mucho tiempo un desconocido para el físico. Hace veinte años, su existencia ni siquiera se sospechaba, y se daba al helio, conocido únicamente bajo la forma de helio 4, como ejemplo de elemento desprovisto de isótopo. Desde entonces, se ha descubierto que el 10% de los núcleos de helio interplanetario parecen ser en realidad helio 3.

Su actividad nuclear es muy característica: el helio 3, prácticamente, no puede actuar sobre los protones ni sobre los deuterotones. En cambio reacciona sobre sí mismo, de manera que asistimos a una nueva fusión: el encuentro de los núcleos de helio 3 se traducirá por la aparición de un núcleo de helio 4 (helio ordinario), o helión, con expulsión de 2 protones libres.

9. La fusión del hidrógeno

Esquema de la reacción termonuclear fundamental: dos pares de protones engendran dos deuterones que, por captura de nuevos protones, se convierten a su vez en dos núcleos de helio 3. De la fusión de estos últimos nace el helio 4, mientras se liberan dos protones.

Esta última reacción se efectúa también a 10 000 000 de grados y dura aproximadamente la misma cifra de años. A la escala cósmica, esto es muy poco comparado con la fusión de hidrógeno en deuterio, de manera que el ciclo termina con el primer acto y podrá decirse que lo gobierna todo: una vez formado, el deuterio se convierte en un helio 3, que se transforma a su vez en helio 4.

Éste es el sentido de la obra en tres actos que, cuando la estrella haya alcanzado su régimen permanente, permitirá que su hidrógeno se convierta lentamente en helio.

La energía liberada

Esta transformación se inició con la contracción de la protoestrella y se mantendrá a sí misma mediante la energía que crea. A cada etapa, en efecto, la acción nuclear se caracteriza por una liberación de energía.

Con excepción de su desesperante lentitud, el primer acto es el menos interesante: la formación de un deuterón solamente proporciona 0,16 MeV[23]. Pero en el segundo acto, su transformación en helio 3 libera 5,56 MeV. Así, la creación de la pareja de helio 3 que permitirá representar el tercer acto, ya nos asegura 11,32 MeV. Y este tercer acto es el más energético, pues la fusión de dos núcleos de helio 3 libera 12,85 MeV.

Así, pues, este ciclo proporciona aproximadamente 24 MeV cada vez que 4 protones se convierten en 1 helión.

En realidad, este esquema no es el único posible. Las acciones y reacciones mutuas que se desarrollan en el interior de una estrella pronto adquirirán un carácter de extremada complejidad y sería pueril querer explicar el funcionamiento de una estrella.

Téngase en cuenta que si los núcleos de helio 3 se fusionan, actúan igualmente sobre el helio 4, y las posibilidades de esta relación serán tanto mayores cuanto más cantidad exista de helio 4. El drama se convierte entonces en una obra en cinco actos: con el helio 4, el helio 3 engendra berilio, que se convierte en litio por absorción de un electrón. Y el litio, al captar un protón, da nacimiento a dos heliones.

Podemos imaginar también una variante, pues el berilio puede captar un protón. Se convierte entonces en boro y este elemento sufre una transformación, de la que nacen dos heliones.

En todos estos casos, la materia prima y el resultado son los mismos: las reacciones nucleares consumen hidrógeno para crear en definitiva al helio. Pero la fabricación de productos intermedios distintos cambia el comportamiento de la estrella. Y además, la energía creada en ella no es idéntica, pues según el proceso, una proporción variable resulta substraída al astro por esos elfos particulares que son los neutrinos, creados por las diferentes reacciones. Si se suprime la energía que éstos evacúan directamente fuera de la estrella, resultará que la conversión de 4 protones en 1 helión proporciona a la masa estelar una energía de 20 a 25 MeV.

Automantenimiento de las fusiones

Sea ello lo que fuere, se trata de un valor enorme; significa que la fusión de cada gramo de hidrógeno libera de 115 000 a 145 000 millones de calorías. Recuérdese que la combustión de 1 gramo de hidrógeno —es decir, su combinación química con 8 gramos de oxígeno— únicamente proporciona 29 000 calorías.

Así se comprenderá lo que puede esperarse de la fusión del hidrógeno en el corazón de una estrella joven, incluso a un ritmo lentísimo.

El fuego de virutas de la contracción nuclear representó el papel de cerilla para desencadenar las reacciones termonucleares; por lo que respecta al astro, que funcionará durante muchísimo tiempo, hará el papel de motor de arranque. Pero una vez iniciadas las reacciones la energía que éstas liberan trastorna el planteamiento del problema: en una masa de dimensiones suficientes, esta energía mantendrá la temperatura propia para que continúen efectuándose las fusiones. Entonces podrá cesar la contracción, pues las reacciones termonucleares ya habrán asegurado las condiciones necesarias para su propia perpetuación.

La masa crítica de una estrella

Para que esto suceda, es necesario que se haya formado una masa muy importante, pues así lo exigen diversas consideraciones térmicas imperativas.

No es posible asignar una «temperatura inicial» propiamente dicha a las reacciones termonucleares, pues su velocidad aumenta únicamente con la temperatura. Sin embargo, hay que admitir que no adquieren amplitud alguna si no disponen de una temperatura de millones de grados.

Resulta inconcebible imaginar que semejante temperatura pueda mantenerse en la superficie de un astro. A causa de la radiación intensa que el mismo crearía, el calor se disiparía con rapidez por el espacio, pues según la ley de Stefan, la disipación de energía por una superficie «perfectamente emisiva», crece con la cuarta potencia de la temperatura absoluta. Y en estas condiciones la potencia irradiada ascendería a miles de millones de kilovatios por centímetro cuadrado a 1 000 000 de grados. A 10 000 000 de grados, se cifraría en decenas de miles de millones de kilovatios.

Desde luego, los físicos contemporáneos saben —por las explosiones atómicas— que la ley de Stefan tiene que revisarse, a temperaturas elevadas. Pero ello no impide que la potencia disipada se sitúe de todos modos a niveles elevadísimos, aunque sea imposible que la superficie de una estrella se halle a una temperatura de varios millones de grados.

En realidad, la temperatura propia de las reacciones termonucleares quedará asegurada en una estrella, si una masa lo bastante importante desempeña el cometido de amortiguador térmico entre un núcleo activo, a millones de grados, y una zona superficial a varios miles de grados y que irradia moderadamente la energía, a fin de que su disipación en el espacio corresponda al ritmo de su producción en el interior de la estrella.

Al llegar este momento se alcanza un equilibrio energético. De su estado transitorio de contracción, la estrella pasa a un régimen permanente, que podrá subsistir durante miles de millones de años. Y este equilibrio térmico se complementará con un equilibrio mecánico, que significará una disminución regular de la presión entre el núcleo y la superficie. La presión del plasma que constituye la estrella actúa a la manera de un resorte, que contrarresta la gravitación. La estrella adquiere entonces una estructura en la que el equilibrio de cada una de sus capas está asegurado, bajo los efectos contrarios de la presión y la gravedad.

Y cuando la masa sea mayor, no solamente el aislamiento térmico del astro estará mejor asegurado, sino que la relación entre la superficie y el volumen disminuirá. Recuérdese que las pérdidas de energía son proporcionales a la superficie, mientras que las regiones productoras se desarrollan con el volumen.

Finalmente, podremos hablar de una masa estelar mínima, que asegura el mantenimiento de reacciones termonucleares a las zonas centrales. El cálculo nos enseña que para una masa de 10²⁹ kg (1/20 de la masa del Sol), se desarrollarán con extremada lentitud. Así puede definirse la gama de las estrellas más ligeras.

En la práctica, esta masa de funcionamiento quedará ampliamente rebasada por las estrellas primarias, que nacen precisamente en las regiones fértiles de inmensas nebulosas. Pero esto aún no es todo: una vez encendida, la estrella puede continuar adquiriendo materia, atraída ésta por su campo gravitatorio, lo que provoca una intensificación de su actividad termonuclear.

¿Hasta dónde crecerá esta masa? Una estrella está obligada a tener una masa mínima para funcionar. También tropieza con un límite superior, igualmente impuesto por factores mecánicos y nucleares a la vez.

El efecto de bañera

En primer lugar, la masa quedará limitada a causa de la rotación, pues la contracción de una estrella joven se traduce siempre por la aparición de un movimiento de rotación.

La razón es fácil de comprender. Basta para ello examinar un hecho de la vida corriente. Una bañera contiene agua aparentemente inmóvil. Destapamos el conducto de desagüe para que empiece a vaciarse y, sean cuales fueren las condiciones iniciales, comprobamos que el líquido forma un remolino al salir por aquél.

Esto es una consecuencia de lo que los físicos llaman «la conservación del momento cinético». El impulso o momento cinético de una masa en rotación alrededor de un eje indica el producto de su velocidad por su distancia a dicho eje. Es constante en ausencia de intervenciones exteriores. Esto quiere decir que si la distancia disminuye, la velocidad aumenta, como indica la técnica de los patinadores que, al girar sobre sí mismos, pueden aumentar su velocidad pegando los brazos al cuerpo.

Y esta aceleración alcanzará una amplitud considerable cuando la contracción adquiera grandes proporciones: como la inmovilidad absoluta no existe, siempre aparecerá una rotación que permitirá una contracción suficiente. Y esto es precisamente lo que ocurre al formarse una estrella en una zona agitada, a partir de una bola de hidrógeno cuyo radio puede cifrarse en meses luz, pero que al final de su contracción será únicamente de algunos segundos luz, o sea, que el coeficiente de contracción se elevará a varios millones. Aunque la bola inicial girase muy lentamente (menos de una milésima de vuelta al año), podemos deducir que al término de su contracción, la velocidad teórica será de una vuelta cada pocas horas.

Así la materia de una protoestrella en contracción se comportará como el agua que sale por el desagüe de una bañera. La rotación de las estrellas jóvenes dependerá de la agitación local de la nube que las ha engendrado y será siempre apreciable. Y resulta característico que las observaciones hechas en estrellas jóvenes revelen la existencia de velocidades de rotación elevadas. Los astrónomos ven en estas velocidades una prueba indirecta del nacimiento de las estrellas en el seno de medios «turbulentos».

Esta rotación de una estrella en contracción origina una fuerza centrífuga considerable, cuya acción puede calcularse. En el caso de una estrella joven, por ejemplo, que tuviese las características de nuestro Sol y girase sobre sí misma en dos horas cuarenta y seis minutos, podemos calcular que la fuerza centrífuga equilibraría a la gravedad en el ecuador. En este momento, el equilibrio interno de la estrella se alteraría y el astro sufriría una gigantesca hemorragia por su ecuador.

Esto nos permite deducir que, desde el punto de vista mecánico, una masa estelar no puede crecer indefinidamente, pues tarde o temprano llegaría un momento en que la fuerza centrífuga contrarrestaría la gravitación en el ecuador.

Al hallarse hundida en un medio fértil, la estrella podrá continuar atrayendo materia por sus polos y expulsándola por el ecuador, a la mañera de una verdadera rueda de fuegos de artificio. Hay que fijarse en este mecanismo, pues ya nos permite entrever por qué las estrellas mostrarán tendencia a hallarse rodeadas de discos…

La presión de radiación

Existe otro factor que tiende a expulsar al espacio la materia de la estrella: su propia radiación. Cualquier clase de radiación, en efecto, ejerce una presión sobre las superficies que encuentra a su paso.

Es así como el físico pone de manifiesto la presión de radiación del Sol. Para ello emplea unos pequeños molinetes llamados radiómetros, provistos de aspas con una cara negra que absorbe la radiación solar y otra cara, brillante, que la refleja. A causa de esta disimetría, el molinete gira al hallarse expuesto a la luz.

Se atribuye a esta presión de radiación el hecho de que las colas de los cometas estén orientadas en dirección opuesta al Sol.

A decir verdad, esta presión es debilísima en el sistema solar. Su efecto sobre una vela apenas sería sensible; sin embargo, la alejaría lentamente del Sol (se ha propuesto este procedimiento para navegar con baratura por los espacios interplanetarios). Y aunque nos aproximásemos a 500 000 km del astro central, la presión de radiación no pasaría de ser una brisa ligera, que a lo sumo se transformaría en un vientecillo en la misma atmósfera del Sol.

Pero en el caso de una estrella mucho más luminosa, las condiciones cambian y la presión de radiación puede originar un verdadero huracán que impulse hacia el espacio la materia de las capas superficiales del astro.

Por ello, cuando se enciende una estrella debemos suponer que, dejando aparte los problemas de rotación, la radiación acabaría por oponerse a la llegada de materia exterior, e incluso si la masa agrupada fuese demasiado grande, una parte de la misma sería expulsada.

Estos dos factores que limitan la masa no actúan de la misma manera. La fuerza centrífuga tiene esencialmente un carácter ecuatorial: es cierto que limita la masa de la estrella, pero a costa de una corriente entre los polos y el ecuador, que puede ser continua. La presión de radiación, en cambio, es «isotrópica»: si una estrella no girase, la radiación ejercería su efecto repulsivo de la misma manera en todas direcciones.

Teniendo en cuenta esta diferencia, podemos sacar la conclusión de que, según la importancia relativa de la rotación, las estructuras de las zonas estelares no serán las mismas, observación que adquirirá toda su importancia con la evolución de la materia dejada alrededor de las estrellas.

Tengamos en cuenta de momento que los efectos conjugados de esta presión de radiación y de la fuerza centrífuga, impedirán prácticamente la existencia de estrellas cuya masa sea superior a 10³² kg.

Calibre de las estrellas

Las estrellas nos aparecerán, pues, como objetos calibrados, cuyas masas se hallarán prácticamente comprendidas entre 10²⁹ y 10³² kg. Este último límite no es imperativo, desde luego, pero sólo le rebasan algunas estrellas muy inestables. En realidad, el cálculo de las masas estelares revelará la existencia de una notable concentración en los alrededores inmediatos de la masa solar, cuyo valor es muy próximo a 2·10³⁰ kg.

Esta situación permite que las estrellas se distribuyan en una gama extraordinariamente estrecha en la escala de las masas. Nos daremos plena cuenta de ello mediante una graduación logarítmica.

Nuestro Universo, efectivamente, se caracteriza por una gran dispersión en las masas de sus objetos: esto se debe al número enorme de partículas que lo constituyen, cuyas masas están representadas por números extraordinariamente pequeños, calculados con nuestras unidades ordinarias.

Por ejemplo, la masa de un protón es de 1,67·10⁻²⁷ kg, y la de un electrón de 9,11·10⁻³¹ kg. Estos valores, evidentemente, no nos dicen nada y aun los comprenderíamos menos tratando de explicarlos mediante representaciones decimales, que harían aparecer 26 ó 30 ceros después de la coma. Por esto hay que recurrir, como sabemos, a una unidad atómica apropiada.

En cambio, para el mundo de las estrellas, es natural que se tome como referencia la masa solar.

Pero para comparar unas masas cuyo orden de magnitud no sea el mismo, el verdadero problema consiste en situar dichos órdenes de magnitud en relación unos con otros. De aquí el interés de una escala que no tenga en consideración unos valores como 10⁻²⁷ ó 10²⁹, sino sencillamente −27 ó +29; es decir, lo que los matemáticos llaman el logaritmo decimal del número.

En esta escala, en que el 0 corresponde por definición a 1 kg, veremos a los asteroides y los planetas extendidos en amplias fajas, prácticamente entre el 0 y el 29. Los cúmulos globulares y las galaxias se sitúan por encima del 35. Las estrellas, en cambio, se concentran en las inmediaciones del 30.

Así podremos ver en el fenómeno estrella un verdadero «fenómeno trampa». En los procesos de contracción, una masa comprendida entre «la banda 29-32» estaba inevitablemente llamada a dar origen a un reactor termonuclear. Y el resultado de ello es un seguro de paro en la escala de las densidades.

La densidad de una estrella es siempre elevada respecto al medio interestelar, en el que se cuentan solamente unos cuantos átomos o decenas de átomos por centímetro cúbico. Pero en el Sol su número es de 10²⁷ e incluso más. En realidad, las densidades estelares son muy variables: la velocidad de escape, en efecto, se divide solamente por 10 para una densidad un millón de veces menor. De ello se deduce que en el interior de una estrella ordinaria, las partículas distarán mucho de estar juntas. Podríamos decir que incluso a este grado de concentración, ocupan un volumen casi despreciable con relación al vacío que dejan a su alrededor, pero la presión reinante en la estrella bloquea la contracción. Esta presión, sin embargo, es una consecuencia de la temperatura, que está mantenida por reacciones termonucleares.

A falta de estas reacciones; es decir, en el caso de una masa inferior al nivel estelar, la trampa se frustra en ambos casos.

Cuando ha podido asegurarse la reunión de semejante masa y si nada contrarresta su contracción gravitatoria, podrá darnos los «objetos hiperdensos» de Ambartsumian. Estos objetos se caracterizan por un estado de la materia en que las partículas están casi juntas, pues el citado astrofísico admitió la posible existencia de un magma compacto de electrones y protones, cuya densidad sería diez millones de veces superior a la del agua.

Aún se puede ir más lejos e imaginar que bajo una presión suficiente, los electrones pueden ser «devorados» por los protones, dando origen a una materia neutrónica. Y el mismo Ambartsumian sugiere una posible fusión de los neutrones en hiperones, considerando que comparada con el agua, la densidad de un objeto hipérico podría ser cien billones de veces superior…

Lo expuesto pondrá de relieve la carrera hacia la hiperdensidad, ley común de todos los grandes objetos celestes, desde el momento en que un factor antagónico no aparezca para contrarrestar la gravitación. En cuanto el efecto antagónico desaparezca, la carrera continuará.

En realidad, allí donde existan tales objetos hiperdensos, su elevadísima gravedad tendría unas consecuencias evidentes: les conferiría un extraordinario poder de atracción. Sumidos en el seno de una nube de materia, estos objetos representarían el papel de verdaderos aspiradores, atrayendo la materia con gran energía. En la génesis de las estrellas, se les podría considerar como «gérmenes» y los astrofísicos admiten su aparición espontánea en el interior de las nubes de materia, así que éstas adquieren cierta densidad. Estos objetos hiperdensos representan callejones sin salida en la evolución de la materia. En cambio, desempeñarán una misión activa al servir como puntos de fijación a cuyo alrededor se formarán estrellas, en un medio fértil.

El hombre ve nacer estrellas

De esta forma nace el objeto designado por el hombre con la denominación de estrella. Su naturaleza intrigó a generaciones enteras de físicos, pues les parecía inconcebible que existiese una energía capaz de asegurar tan intensa radiación durante millones de años.

Sólo en fecha muy reciente el hombre pensó en la energía atómica para explicar las estrellas.

Hay que esperar al año 1915 para encontrar la primera interpretación. Langevin aplicó la ecuación de Einstein a la fabricación de un átomo de helio a partir de 4 átomos de hidrógeno, y Jean Perrin emitió la hipótesis de que esta transformación podría ser la causa de las prodigiosas energías estelares. Esto asestó el golpe de muerte a todo un mundo de leyendas.

En otros tiempos, la estrella era para el poeta un puntito luminoso, un tenue mensaje de vida sobre la negra bóveda celeste, una lucecita de Navidad. Los enamorados veían en las constelaciones espléndidos joyeles. En el siglo XX, la estrella es un reactor termonuclear; la visión de una humanidad primitiva desaparece para siempre. Pero el poeta de la era atómica no la echa de menos, pues ve un cielo aún más hermoso y la contemplación de las estrellas nacientes le ofrece un espectáculo más maravilloso que todas las leyendas.

Pues el hombre puede asistir al nacimiento de una estrella.

Mientras los teóricos se dedicaban pacientemente a reconstruir la génesis de las estrellas, los astrónomos buscaban con avidez los lugares de la Galaxia donde este proceso aún continuaba en la actualidad.

Encontraron tres de estas zonas, en las constelaciones de Taurus, el Unicornio y Orión, pues, por sorprendente que parezca, estas fértiles regiones estaban concentradas en el mismo lugar del cielo, cerca de la Vía Láctea.

Las T Tauri

Fue precisamente en la constelación de Taurus donde el astrónomo Joy descubrió en 1945, desde el observatorio de Monte Wilson, unas estrellas todavía en proceso de contracción, a las que se aplicó el nombre de la más brillante de ellas: T Tauri.

10. Una región fértil en estrellas

En esta región del cielo que agrupa el Unicornio, Orión y el Toro los astrónomos ven nacer estrellas: la flecha indica particularmente la posición de la capa gaseosa, en la constelación de Orión, donde aún parecen realizarse condensaciones estelares.

Se trata de estrellas que se encendieron en época reciente y cuyo equilibrio aún no está asegurado. Las reacciones termonucleares, en efecto, tienen cierta duración en el tiempo. Entre el momento en que el astro alcanza una temperatura de millones de grados y aquél en que la energía se libera bajo un régimen permanente, transcurre cierto tiempo. Y mientras tanto, no se efectúa un equilibrio en el interior de la estrella entre las fuerzas de contracción (gravitación) y las de expansión (fuerza centrífuga y presión de radiación). Por consiguiente, el régimen de la estrella será oscilante, pues el astro ofrecerá variaciones de brillo características.

A causa de ello, la estrella T Tauri verá su magnitud aparente oscilar entre 9,5 y 13,5. Teniendo en cuenta la distancia, que es de 650 años luz, esto indica, según los astrofísicos, una luminosidad diez veces superior que en estado de equilibrio.

Asociadas siempre con una materia interestelar muy rica, en la que pueden ser abundantísimas, las estrellas pulsantes T Tauri se caracterizan por un elevado contenido en litio, que refleja la juventud de sus procesos nucleares. Y su espectro es muy característico, a causa de la mezcla de las emisiones procedentes de la estrella con la luminosidad que la rodea.

Objetos de Herbig-Haro

Existe además, en la constelación del Unicornio, un extraordinario espectáculo que atrae nuestras miradas: se trata de la formación llamada NGC 2264[24], cuya distancia puede calcularse en 2000 años luz. Desde hace tiempo se sabía que esta formación contenía estrellas muy jóvenes. Ahora bien, las observaciones efectuadas han revelado que NGC 2264 está envuelta en una nube, cuyo diámetro tiene aproximadamente 50 años luz y en la cual podemos asistir a la creación de nuevas estrellas.

Los clisés tomados por Minkowski en Monte Palomar parecen mostrar protoestrellas. Se trata de unas curiosas manchas, cuyo diámetro es solamente de unas cuantas semanas luz; representan bolas que al parecer han llegado a la etapa de la contracción que precede inmediatamente a la conversión en fuente luminosa. Estos objetos fueron estudiados particularmente por dos astrónomos, George Herbig y Guillermo Haro, y actualmente se les conoce por el nombre de «objetos de Herbig-Haro».

En la formación NGC 2264, es característico que existan estrellas tipo T Tauri en las proximidades de los objetos de Herbig-Haro.

Y por último, en Orión existe una nube de materia que representa un plantel de jóvenes estrellas. Esta región fue estudiada particularmente por Parenago y Herbig. En 1954, el segundo fue testigo de un fenómeno notable. Vio aparecer literalmente dos nuevos objetos en la nube de Orión; según Haro, alcanzaron en tres meses la densidad necesaria para hacer opaca una masa protoestelar.

Las fotografías tomadas con cinco años de intervalo también parecen demostrar que durante este tiempo, los objetos de Herbig-Haro se convirtieron en estrellas T Tauri.

Parece realmente extraordinario que a una distancia inferior al 2% del diámetro galáctico, el astrónomo haya conseguido descubrir verdaderos laboratorios celestes, donde se fabrican estrellas. Su estudio es fértil en enseñanzas. En particular, el astrónomo puede comprobar que las estrellas jóvenes se hallan animadas de velocidades de rotación elevadas…

5

Cibernética contra termodinámica

Por consiguiente, la gravitación encontró el terreno propicio para una nueva acción en las galaxias que había generado, amasando gigantescas bolas de hidrógeno, convertidas en estrellas por la fuerza nuclear. Así surgieron las fábricas donde se elaboraría la materia del cosmos. Estos astros se hallaban dispuestos a funcionar durante millones de años.

Mejor aún: estaban calibrados, pues el proceso de su formación reguló la masa. Y a este proceso se añadió una sorprendente organización térmica, con la aparición de «fuentes calientes». En el cielo negro, las estrellas se convierten en otros tantos braseros, cuya superficie dispensará luz y calor.

Mediante la acción de mecanismos naturales, pues, la materia inicia una sorprendente estructuración. Y no se trata más que de un comienzo. Otros procesos se dibujarán, autores de nuevas diferenciaciones. Así el Universo se organizará cada vez más sutilmente.

Pero semejante evolución ¿no constituye un reto a los mismos principios de la física?

Debemos plantearnos aquí esta cuestión, pues hasta ayer mismo, la ciencia estaba dominada por el principio riguroso de una fatal «degradación» de la energía. No solamente este principio negaba cualquier aparición espontánea de un orden, sino que incluso invitaba a considerar como ineluctable un crecimiento regular de la cantidad de desorden de los sistemas. ¿Cómo es posible, en estas condiciones, comprender la organización natural del cosmos que empezamos a vislumbrar?

A decir verdad, esta contradicción nos llevará a hacernos varias consideraciones capitales.

Apresurémonos a precisarlo: la gran ley del Universo no será una degradación de su substancia, sino una valoración constante de la misma.

Y no hay en esto la menor paradoja.

Ayer, el físico tenía razón al afirmar que, en nuestras técnicas terrestres, la energía está condenada a una degradación, cuyas leyes fueron formuladas a partir de la ciencia termodinámica.

Mas el error consistió en generalizar los resultados, pues podemos imaginarnos situaciones diferentes, que dan lugar a conclusiones opuestas. Nos percataremos de ello plenamente reviviendo en un primer tiempo la historia de la termodinámica. Descubriremos así que el principio del desorden creciente se aplica sólo a casos particulares, pero la cibernética nos invita a adoptar hoy un punto de vista más general, que explica la aventura cósmica.

Comprenderemos entonces por qué la materia estuvo destinada a dar origen a asociaciones cada vez más evolucionadas.

Al principio de la cadena estaban las partículas. Al extremo opuesto encontraremos la vida. El artífice de esta evolución será la cibernética.

1.— El reino de la entropía

La aventura termodinámica empieza el día en que los físicos estudian las relaciones existentes entre trabajo mecánico y calor.

En la era del incipiente ferrocarril, surgen preocupaciones materiales. Se trata de conocer el rendimiento de las locomotoras. Seguin, promotor del rail en Francia, emprende los primeros estudios científicos sobre los motores térmicos. El calor se consideraba hasta entonces como una substancia y el hombre comprende que es una forma de energía.

Los físicos, ignorantes de las investigaciones emprendidas para comprender la naturaleza de la materia, crean una ciencia del calor sin preocuparse de su naturaleza; es decir, sin preocuparse por lo que cambia en un cuerpo cuando éste se calienta.

Los trabajos conducentes a este fin se multiplican. En Inglaterra, James Joule deja su cervecería para realizar un experimento histórico. Calienta el agua de una tina de madera por medio de aletas, cuyo movimiento está asegurado por el descenso de un peso. De este modo puede calcular la energía mecánica proporcionada al agua y un termómetro mide la elevación de su temperatura. Otros físicos sujetan con tenazas los árboles motrices de las máquinas. De la confrontación entre el trabajo realizado y calorías creadas surge un baremo. Siempre es el mismo, sea cual fuere el proceso de conversión: la memoria de Helmholtz saca en 1847 las conclusiones a que da lugar esta identidad.

Por consiguiente, los físicos hablan de un «equivalente mecánico» de la caloría, sacando la conclusión que hoy nos parece naturalísima, a saber: trabajo y calor son dos aspectos de una misma entidad. La ciencia que tiene por objeto su mutua conversión recibe el nombre de termodinámica.

La quimera

Pero muy pronto da lugar a enconadas discusiones. Los físicos comprueban que al caer desde una altura de 1 m, un cuerpo de 3000 kg proporciona aproximadamente 7000 calorías, que hacen ascender de 8 a 15° la temperatura de un litro de agua. Sería infinitamente seductor realizar la operación inversa; es decir, tomar como «materia prima» un litro de agua a 15°, y extraer de él 7000 calorías para elevar 1 m una masa de 3000 kg, o para efectuar cualquier otro trabajo: el «residuo» de la operación sería 1 litro de agua a 8°.

Semejante proceso ofrecería con poco dispendio unas energías casi ilimitadas y sería el ideal para la propulsión de embarcaciones. Éstas únicamente tendrían que sacar el agua del océano, que devolverían más fría e incluso solidificada. Al ritmo de 10 litros por hora, la potencia disponible debería alcanzar 1 kW si el agua fuese devuelta en forma de hielo.

Si trabajo y calor fuesen realmente «equivalentes», esto tendría que ser posible. Pero es una quimera, afirman los termodinámicos, que, la verdad sea dicha, han tratado de explotar semejante posibilidad con muy poca convicción. ¡Sería demasiado bonito para ser cierto!

Así, se considerará imposible obtener un trabajo mecánico a partir de una fuente única.

Desde luego, 1 litro de agua a 15° contiene «en potencia» 7000 calorías, tomando por referencia una temperatura de 8°. Pero si el medio ambiente también está a 15°, los físicos comprueban que estas 7000 calorías no pueden «salir» del agua para dejarla a 8°. Carnot es el primero en afirmarlo, considerando que «el calor no podría pasar por sí mismo de un cuerpo más frío a un cuerpo más caliente». Y rápidamente se precisa su enunciado: en un sistema aislado, dirá Clausius, ninguna cantidad de calor puede pasar de un cuerpo a otro de temperatura superior, y en particular no pueden aparecer diferencias de temperatura sin intervención exterior.

Hay que inclinarse, pues, ante la evidencia. Un motor térmico exige dos temperaturas y solamente puede obtenerse una energía mecánica sacando calorías de la fuente de calor. Una parte de ellas se cede a la fuente fría y solamente la diferencia se transforma en trabajo.

Así, la equivalencia teórica calor-trabajo posee un extraño carácter de irreversibilidad, que la anula. Una energía mecánica puede convertirse íntegramente en calor. En cambio, la transformación inversa siempre será parcial, con un rendimiento tanto más débil cuanto más próximas sean las temperaturas de las fuentes.

No tarda en formularse una ley sencilla sobre las temperaturas absolutas, concebida precisamente por Kelvin en 1851, al exhumar la obra de Carnot, muerto en el olvido. En efecto, al considerar las temperaturas absolutas de las fuentes caliente y fría, el «defecto de rendimiento» resulta igual a su mutua relación. Por consiguiente, si utilizásemos como fuente caliente la superficie de un mar a 27 °C, o sea, 300 K, y como fuente fría unas aguas profundas a 4 °C, o sea, 277 K, una máquina térmica tendría un rendimiento teórico que podría calcularse restando de la unidad la fracción 277/300: 0,076, o bien 7,6%. Este rendimiento alcanza 30% con una fuente fría a 30 °C y una fuente caliente a 400 °C (es decir, para temperaturas absolutas de 303 K y 673 K, respectivamente). Y si la fuente caliente estuviese a 800 °C, el rendimiento alcanzaría 60%, al continuar estando la fuente fría a 30 °C.

Sea como fuere, hay que atribuir al calor una «calidad» inferior a la energía mecánica, lo que equivale a considerarlo como una forma degenerada de la energía. Pero esta situación ofrece un aspecto un poco misterioso. ¿Qué significan los valores de las calorías según las temperaturas de las fuentes?

El huevo y la tonelada de agua tibia

Precisamente para clasificar las energías caloríficas, en 1865 Clausius forjó el concepto de entropía, que había de convertirse en la pesadilla de muchas generaciones de estudiantes y en la manzana de la discordia de los físicos.

Del griego entropé, etimológicamente el vocablo entropía significa «replegamiento sobre sí mismo» y, en el pensamiento de Clausius, este factor debe caracterizar la degradación de un sistema. El físico define a la entropía como el cociente de dividir al calor por la temperatura, o sea, a calorías por grados. Las anteriores consideraciones relativas al rendimiento, nos harán comprender los motivos de esta elección: los intercambios de energía se harán en las mejores condiciones sobre la base de una entropía constante.

Por ejemplo, si una máquina térmica recibe 1200 calorías de una fuente caliente a 600 K, su variación de entropía será de −2, Clausius afirma entonces que el rendimiento será máximo si la fuente fría registra una variación entrópica de +2. Por lo tanto, si dicha fuente fría estuviese a 350 K, habría que cederle 700 calorías. Finalmente, 500 calorías podrán convertirse en trabajo mecánico. O al menos, esta cifra será un máximo: la máquina podrá trabajar en condiciones no tan buenas, cediendo por ejemplo 800 ó 900 calorías a la fuente fría. En tal caso, la entropía del sistema aumentará.

La entropía, por lo tanto, crece cada vez que las máquinas térmicas tienen un rendimiento inferior al rendimiento térmico y las conversiones en calor de energías mecánicas se nos aparecen como verdaderas pérdidas secas, que se traducen por súbitas elevaciones de entropía.

Podemos hacer una comparación con el valor de un terreno, según cual sea su emplazamiento. El propietario de un solar en los Campos Elíseos podrá cambiarlo fácilmente por un solar de la misma superficie en los arrabales, si comete la locura de prestarse a semejante transacción. Pero le será imposible realizar la operación inversa: únicamente podrá cambiar terrenos del mismo valor, a menos que consienta en sufrir una nueva pérdida, cambiando por ejemplo su terreno de Belleville por otro de superficie igual situado en el campo.

Así, a través de las peripecias que puede atravesar la energía, Clausius ve en la entropía una magnitud que caracteriza su desvaloración. Si la entropía es constante, las transformaciones son reversibles, como en el caso de los terrenos que poseen el mismo valor. Pero si la entropía crece, la transformación es irreversible.

Podemos valernos también de esta otra metáfora: un huevo hervido en un poco de agua y no en un metro cúbico de agua tibia, pese a que ésta contiene más calorías, pero también una entropía más elevada.

La explicación es cómoda. Mas ¿podemos decir que sea satisfactoria? ¿Posee una significación física la idea de entropía, o es un puro artificio matemático?

Orden y desorden

La entropía —y el segundo principio de la termodinámica, a menudo llamado «principio de entropía»— fueron admitidos al principio con gran reticencia. Pero la teoría cinética de los gases no tardó en aclarar las relaciones existentes entre calor y energía mecánica por una nueva luz, que ya dejaba entrever el papel que desempeñaba la temperatura absoluta en la entropía de Clausius.

Como sabemos, los elementos componentes de un gas se mueven en todas direcciones, ya que su energía es proporcional a la temperatura absoluta. O sea, que la energía calorífica reside en la agitación de las moléculas, mientras que la energía mecánica indica un desplazamiento de conjunto del objeto constituido por aquélla. Y esto quiere decir que la conversión trabajo-calor denota sencillamente un cambio de presentación.

11. Trabajo y calor

A la izquierda, una imagen de la energía mecánica: los elementos componentes se mueven con idéntica velocidad en la misma dirección.

A la derecha, la energía calorífica está simbolizada por direcciones y velocidades diferentes.

Imaginemos un globo lleno de gas que choca contra un obstáculo: al interrumpirse bruscamente su movimiento, la energía mecánica se transforma en calor. La energía continúa siendo atributo de las moléculas, pero ha cambiado de aspecto; la colisión ha tenido por consecuencia «dispersar» las moléculas en todas direcciones. De la imagen de un ejército en marcha, pasamos a la de una muchedumbre anárquica.

Y teniendo en cuenta este proceso, comprenderemos por qué es irreversible la transformación: las moléculas son incapaces de escoger sus direcciones, por lo que un retorno espontáneo al orden no es imaginable. Ciertamente, el azar podría hacer que las moléculas volviesen a adquirir una misma dirección y entonces la energía calorífica se convertiría de nuevo en energía mecánica. Pero el cálculo de probabilidades nos demuestra que las posibilidades de que esto ocurra son tan remotas, que resultan prácticamente inexistentes.

Éstas son las reflexiones que se imponen a los físicos de la segunda mitad del siglo XIX, haciéndoles comprender que calor y trabajo son idénticos cuantitativa pero no cualitativamente, pues el calor revela un estado de desorden, mientras que el movimiento refleja un orden.

Los arcanos de las complexiones

A los ojos de los termodinámicos, toda la diferencia se debe al hecho de que frente a un «caso» que asegura el orden, hay millones de otros casos que se agrupan bajo las banderas del desorden. Así, desde el momento en que las moléculas de un gas se desplazan al azar, todos los casos tienen el mismo número de probabilidades de realizarse, pero la relación orden-desorden es desequilibrada, siendo para el primero de una probabilidad y para el segundo de un número de ellas extraordinariamente elevado.

Vamos a hacer una comparación. En el bridge, todos los juegos son igualmente probables si las cartas se reparten regularmente. De momento, pues, el reparto de trece naipes del mismo palo que permitiera a un jugador pedir una gran baza de salida, tiene tantas probabilidades de presentarse como otra cualquiera, o, para ser más exactos, tiene tan pocas probabilidades como las otras, a saber, una probabilidad solamente entre 635 013 559 600, número éste de las jugadas posibles. Y teniendo en cuenta su valor, diremos que semejante distribución es humanamente imposible.

Cualquier otro reparto fijado de antemano, en el que hubiésemos hecho una lista determinada de 13 naipes, lo sería igualmente.

En la práctica, sin embargo, un jugador no considera la composición de su mano, sino su valor. Se considerará afortunado con cuatro figuras de un mismo palo, caso que puede suceder a través de 33 000 millones de «complexiones» o colecciones de 13 cartas repartidas en un juego. Éste es el número de casos que asegura lo que se denomina un buen juego, pues huelga decir que el número de casos que permiten ligar un juego «cualquiera» es mucho mayor aún.

Teniendo en cuenta esto, si pasamos de los 52 naipes de la baraja del bridge a los billones de moléculas que componen el menor volumen gaseoso, no nos costará imaginarnos cuál es el veredicto del cálculo de probabilidades: tendremos que representarnos la orientación común de las moléculas como un orden extraordinario, mientras que las miríadas de cualesquiera complexiones constituirán otros tantos casos anónimos de agitación térmica.

Boltzmann encontró una notable significación física a la entropía de Clausius, demostrando que es el logaritmo del número de complexiones. Por lo tanto, es la magnitud que mide la cantidad de desorden de un sistema, pues la tendencia de la entropía a aumentar indica que las estructuras más comunes —que representan el desorden máximo— son las más probables.

El triunfo del cálculo de probabilidades

Este resultado parece, pues, justificar el principio de Carnot, confiriendo un sentido de «altísima improbabilidad» a las irreversibilidades de la termodinámica.

Pero, desde luego, improbabilidad no es imposibilidad. Sin embargo, los físicos se apresuran a observar que, en la práctica, una probabilidad extremadamente pequeña equivale a una imposibilidad. Entretanto, todas las leyes de la física indican lo mismo. Cuando soltamos una piedra, solamente es «muy probable» que caiga hacia el suelo; la probabilidad de que salga disparada hacia arriba es insignificante, pero no rigurosamente nula.

Del mismo modo, admitiendo que las moléculas de un gas vagan al azar, podrían hacerse menos numerosas accidentalmente en un sitio, y en otro, en cambio, hacerse más densas.

Naturalmente, pueden admitirse fluctuaciones. Pero teniendo en cuenta el número considerable de elementos componentes, el cálculo de probabilidades indica unas separaciones prácticamente imposibles de señalar. Una célebre comparación de Emile Borel da su medida nivelada: esperar que se produzcan fluctuaciones de densidad que se deben únicamente a 1/100 000, equivale a suponer que, poniendo a un millón de monos ante sendas máquinas de escribir en las que teclearan al azar, terminasen por producir un conjunto de textos coherentes, fiel reproducción de las obras que contiene la Biblioteca Nacional de París.

Sin embargo, podemos admitir que en un gas habría enjambres de moléculas dotadas de velocidades elevadas junto a otras que se desplazarían a pequeña velocidad. En un recipiente que contuviese aire a 15°, veríamos así cómo aparece una fuente de 10° y otra de 20°, capaz de accionar una máquina térmica. En teoría, esto sería posible, pero semejante asimetría espontánea aún parece más improbable que la hazaña de nuestros monos escritores.

Al llegar aquí, la ciencia probabilista desarma a sus adversarios, confiriendo el aspecto de un verdadero dogma al segundo principio de la termodinámica.

La generalización

El nuevo concepto de la entropía es entonces objeto de una espectacular ampliación: ¿No será posible aplicar estas conclusiones a cualquier estado de la materia?

Pronto se concibe cualquier tipo de evolución en términos de entropía.

Afirman los físicos: la entropía de un sistema aislado solamente puede permanecer estacionaria o crecer. Cualquier «cambio real», escribe uno de ellos, hará aumentar la entropía y, abandonado a sí mismo, un sistema tendrá tendencia a degradarse, pues su evolución irá del orden al desorden.

Pero esto no es todo. Mediante una generalización atrevida, se nos ocurre la idea de considerar al Universo como un sistema aislado. ¿Con qué podría efectuar intercambio? Y a partir de entonces, su entropía no puede sino crecer de manera ineluctable, por lo que cualquier fenómeno irreversible, es decir, cualquier evolución, aumentará la entropía del Universo.

Así se nos impone la imagen de una degeneración sistemática. Filosóficamente, traduce una idea que, en el fondo, parece natural al hombre. De una manera instintiva, el hombre se ha imaginado siempre la aventura del Universo a partir de una creación inicial de organización. Y de pronto, esta concepción recibe un verdadero espaldarazo científico. El aumento obligatorio de la entropía, en efecto, invita al físico a ver en el Universo en marcha una serie de acontecimientos que alteraron progresivamente un orden primitivo, lo que equivale a situar al principio un estado inicial de elevada organización.

Y esta teoría de la entropía resulta aún más satisfactoria en el aspecto biológico.

Si la evolución lógica del Universo consiste en un aumento sistemático de la entropía, es decir, en una anarquía creciente, los seres vivos parecen dotados de una facultad que Bergson considera característica: ¡fabrican entropía negativa! De diversas maneras, crean orden. Su acción, pues, parece oponerse al mundo físico como si la vida mostrase de una manera local y momentánea el medio de retrasar una inevitable degradación general.

2.— Los sistemas que se determinan

En apariencia, las conclusiones de la física clásica eran irreprochables. Y en el marco terrestre, comprobamos que la experiencia le da la razón: ningún fluido se separa espontáneamente en dos muestras de temperaturas distintas y ninguna máquina térmica puede funcionar sin dos fuentes de calor.

¿Y no es cierto que la deterioración es la ley implacable de la naturaleza? En torno al hombre el metal se enmohece, las substancias se echan a perder, los monumentos se desmoronan y todo sufre los ultrajes y el desorden del tiempo, que actúa para destruir y nunca para construir.

Sin embargo, descubriremos una falla capital en el razonamiento de los físicos. Todos los ejemplos esgrimidos por ellos en aserto de sus consideraciones entrópicas fueron escogidos entre sistemas desprovistos de determinación interna. Sus componentes eran elementos aislados.

Nuestros gases, en efecto, están constituidos por moléculas libres de toda influencia.

En sus hipótesis, el físico las compara a bolitas metidas en un recipiente y sobre las que no se ejerce la fuerza de gravitación.

Evolucionan en condiciones que excluyen cualquier manifestación de la energía nuclear (en el siglo XIX, ni siquiera se sospecha la existencia de dicha energía). Estas moléculas, en fin, se consideran como edificios estables, eléctricamente neutros, que chocan con las paredes y rebotan unas contra otras como simples masas.

Los elementos componentes son, pues, «independientes» y los choques, que se consideran perfectamente elásticos, aseguran una distribución aleatoria a las moléculas. Es la imagen perfecta de un sistema físicamente anárquico, en el que el orden es sencillamente un caso al lado de un número astronómico de otros casos imagen del desorden. Y como todos los casos tienen igual número de probabilidades a causa de la agitación molecular, es inconcebible una aparición espontánea.

Una tautología

Pero semejante conclusión se impone precisamente porque el sistema es anárquico. Y hablar de entropía en estas condiciones parecerá una redundancia: el físico expresa de otra manera que los elementos constitutivos del sistema obedecen al azar. Y esto, a causa de las hipótesis que él ha planteado implícitamente.

Pero podemos imaginarnos otras situaciones. Especialmente en un plasma, las partículas no vagan ya de manera aleatoria, pues están guiadas por los campos eléctricos. Y en un gas neutro, sabemos que la gravitación interviene a escala cósmica.

Dicho de otro modo, el lenguaje de la entropía solamente tendrá sentido en un «caso extremo» y parecerá casi increíble que durante un siglo, este hecho haya escapado a la atención de los físicos. Las obras recientes sobre la entropía continúan generalizando en su conjunto las conclusiones de la termodinámica clásica. Una de ellas, después de recordar que la idea de entropía «plantea muchas dificultades, no solamente durante los estudios universitarios, sino después de ellos», aún afirma que «todo fenómeno irreversible da lugar a una creación de entropía».

Raras son las obras que subrayan la hipótesis fundamental o en que se expone con claridad que los cálculos de entropía únicamente son válidos para sistemas en que las acciones recíprocas sean desestimables.

Demonio de Maxwell y leviatán cósmico

Llegados aquí, tenemos que plantearnos esta pregunta: ¿qué ocurre con un sistema cuyos componentes estén precisamente sometidos a influencias?

Este problema ya intrigó sobremanera a Maxwell, que estaba muy preocupado a causa de un problema que había quedado sin solución y que gozó de larga celebridad con el nombre de «demonio de Maxwell».

El gran físico suponía dos recipientes llenos de aire y unidos por una fina tubería que aseguraba su libre circulación. El cálculo de probabilidades nos dice que, en promedio, pasará un número igual de moléculas en cada dirección. Pero admitamos que el tubo de comunicación pueda ser cerrado por un obturador, accionado por un diablillo de una agilidad maravillosa, que le permitiese abrirlo cuando se presentase una molécula que fuese de derecha a izquierda, para cerrarlo, en cambio, ante una molécula que se dispusiese a pasar de izquierda a derecha. Mediante este juego tan sencillo, la presión debería aumentar regularmente en el recipiente de la izquierda, y como la maniobra del obturador no implicaba ningún gasto de energía, asistiríamos a la aparición de una asimetría o sea, a la creación de entropía negativa.

Por supuesto, esta metáfora del demonio de Maxwell es totalmente teórica. Pero si tratamos de materializarla en un dispositivo concreto, veremos que la única condición que hay que cumplir para alcanzar el mismo resultado es hacer que las moléculas se comporten de manera contraria al sentido de su circulación.

Pero este comportamiento selectivo lo hemos descubierto precisamente en la acción de la gravitación, que, considerada a la escala cósmica, no es un diablillo, sino un fantástico leviatán.

De una manera general, el razonamiento entrópico tampoco tiene sentido cuando los elementos constitutivos de un sistema cesan de ser elementos aislados y, especialmente, cuando las fuerzas fundamentales se manifiestan.

Esto fue precisamente lo que sucedió en el Universo, desde la etapa de la nube primitiva, en que las partículas se hallaban en condiciones que diferían profundamente de los gases a la escala de los recipientes terrestres. Teniendo en cuenta las masas que intervenían, la gravitación desempeñó el papel de agente concentrador, para dirigir al hidrógeno hacia las regiones en que ya había empezado a acumularse de una manera fortuita. A partir de entonces, la asimetría que denominamos orden cesaba de ser «un caso» para convertirse en el estado hacia el que tendería el sistema, mientras todas las ideas de probabilidad se desvanecían, teniendo en cuenta que el sistema ya no era aleatorio sino determinado.

En el ejemplo anterior, podemos considerar que incluso durante partidas de bridge de días enteros, la probabilidad de recibir trece naipes del mismo palo es ínfima. Todas las partidas, en efecto, son independientes y para cada una de ellas las leyes del azar atribuyen una probabilidad insignificante a semejante distribución. Pero no hay duda de que todo cambia si entre partida y partida, el jugador puede conservar los naipes del mismo palo recibidos. Es más: si la posesión de estos naipes «atrajese» este palo, nuestro jugador tendría con toda seguridad los trece del mismo palo en mano en unas cuantas docenas de partidas.

Descubrimiento de la retroacción positiva

La formación de estrellas o de galaxias ofrece un enorme interés en el terreno teórico: a las puertas de la historia cósmica, da un mentís al dogma del desorden en los sistemas sometidos a interacciones; es decir, para un tipo infinitamente más amplio que los sistemas formados por elementos aislados, que fueron los que sirvieron de base para los razonamientos y postulados de la termodinámica.

Y al propio tiempo que se desvanece la idea de entropía, entramos en la prodigiosa «física de los efectos» aplicable precisamente a los sistemas cuyos elementos constitutivos experimentan interacciones. La contracción de una estrella, a este respecto, es un magistral ejemplo del primero de estos efectos: la retroacción positiva…

A partir del momento en que se reúne cierta masa, ésta atrae a la materia esparcida a su alrededor, con lo que aumenta su importancia y crece su poder gravífico, ejerciendo así una atracción cada vez más poderosa. Como su nombre indica, se trata de una retroacción, o acción de retorno, pues el efecto estimula a la causa. Así que esto empieza a producirse, todas las leyes del azar resultan alteradas: el movimiento se alimenta a sí mismo con un vigor creciente y la evolución resulta inevitable.

Iniciado este proceso y habiendo comenzado en realidad una contracción, ésta no hará más que desarrollarse, a igualdad de condiciones.

Teniendo en cuenta que la nube primitiva estaba condenada a condensarse, los astrónomos suelen afirmar que era inestable. Sin embargo, este término se presta a confusión, pues en el lenguaje corriente, el concepto de inestabilidad acostumbra aplicarse a un equilibrio cuya ruptura está a merced del golpe más leve. Esta ruptura se considera por lo general destructora del orden. A la escala del Universo, la situación se invierte. La inestabilidad gravitatoria de la nube primitiva revelaba una tendencia a engendrar objetos celestes y, por lo tanto, a evolucionar en el sentido de un Universo organizado topológicamente.

Desde luego, es lícito considerar el caos inicial como un orden y ver en las galaxias y estrellas la catástrofe consecuencia de su ruptura. En realidad, todos los conceptos de orden y desorden son relativos, y afirmar que descubrimos un orden en un sistema, significa que emitimos un juicio al atribuir este término a un caso que distinguimos de los demás tal como hacemos cuando adquirimos un billete de lotería. Se trata de un puro eufemismo. En cambio, una retroacción posee una existencia intrínseca, teniendo en cuenta que determina una línea de evolución.

El Universo tenía que organizarse, puesto que su materia cayó en la red de las retroacciones.

Esto posee una importancia fundamental. El físico tiene la costumbre de describir al Universo empleando un lenguaje independiente de las condiciones en que las observaciones fueron hechas. Y así pretende expresar no sus impresiones subjetivas, sino las leyes naturales.

Einstein abordó esta tarea en el caso de las entidades primeras de la física. Pero en la lógica de las estructuras, la retroacción nos aparece como el proceso fundamental de la evolución, pues busca su origen en el propio sistema, que funciona en cortocircuito.

Más aún: la retroacción positiva crea unas condiciones que acentúan su efecto. A escala de la galaxia o de la estrella, la retroacción gravífica realizó transformaciones que amplificaron su acción…

Crecimiento exponencial

Durante su contracción, la densidad estelar estaba «regida» por la retroacción. Su crecimiento, por consiguiente, obedeció a una ley característica de la evolución natural.

El trabajo de un proceso de retroacción, efectivamente, no es como el de un aspirador que atrae a masas iguales durante tiempos iguales, pues la potencia crece con el efecto. Un modelo de retroacción positiva puede estar formado por una magnitud que aumente a un ritmo proporcional a su valor: cuanto más importante sea, más tendencia mostrará a crecer con rapidez.

Podemos establecer una comparación con un proceso monótono imaginando el agua que sale gota a gota de una cuba agujereada: la salida será regular si el diámetro del orificio permanece constante. En cambio, si la salida provoca un desgaste que tenga por efecto agrandarlo, asistiremos a una retroacción positiva: un agujero mayor permitirá que salga más cantidad de líquido, lo que a su vez acentuará el desgaste.

La diferencia en el terreno matemático es la misma que existe entre el interés simple y el interés compuesto, diferencia que ya conocemos. A interés simple, 1 peseta puesta a 5% asegura regularmente 0,05 pesetas anuales: en veinte años se duplica el capital. En cambio, a interés compuesto, el capital se alimenta del interés, imagen perfecta de una retroacción positiva. Y a este mismo rédito de 5%, con una capitalización continua, podemos calcular que al cabo del mismo plazo de veinte años, 1 peseta se habrá convertido en 2,718 pesetas.

Este resultado es general: durante el tiempo en que un capital puesto a interés simple se duplica, a interés compuesto se multiplica por 2,718. Y esta relación surge cada vez que se compara un proceso de retroacción positiva con su homólogo lineal, o sea, en la práctica con las indicaciones de un reloj, puesto que nuestro propio concepto del tiempo reside en el cálculo de fenómenos periódicos, que en teoría tienen que reproducirse siempre idénticos a sí mismos: en el ejemplo anterior, la caída regular de gotas de agua refleja el principio mismo en que se basa la clepsidra.

La escala de un proceso de retroacción positiva se comprenderá así muy bien, considerando el tiempo necesario para que la magnitud por él regida quede multiplicada por 2,718. Y, a decir verdad, los matemáticos conocen perfectamente este número, al que designan tradicionalmente por la letra e: Neper lo eligió como base de sus logaritmos naturales y los estudiantes nunca dejan de sorprenderse al verlo aparecer en múltiples problemas de análisis matemático. Pero la razón profunda de ello hay que buscarla en el hecho de que este número e tiene un origen lógico, pues relaciona con el tiempo los procesos regidos por retroacciones positivas.

Todos los procesos de retroacción poseen su propia escala de tiempo, la cual depende de un factor de crecimiento en el que puede verse la réplica de un porcentaje de interés. Así, en las etapas respectivas de la estrella y la galaxia, trabamos conocimiento con escalas muy diferentes. La aventura cósmica permitirá que aparezcan otras múltiples retroacciones, con los más diversos porcentajes de crecimiento.

La correspondencia siempre será la misma. Cuando un reloj señale los instantes 0, 1, 2, la magnitud regida tendrá por valor los términos de la progresión 1, e, e², obedeciendo a la ley que los matemáticos llaman exponencial, y el hecho de que la función et sea por sí misma su derivada, revela perfectamente bien que el porcentaje de crecimiento aumenta con la magnitud que rige.

Estas consideraciones sugieren inmediatamente una observación.

Antes vimos que las retroacciones fueron los procesos primitivos; los fenómenos monótonos aparecerán con los sistemas más evolucionados. Así, en el ejemplo anterior, en el que el agua caía gota a gota de una cuba, era natural que el fenómeno ensanchase el orificio. Es la supresión del desgaste lo que exige, si no artificios, al menos una estructura particular. Debemos, pues, preguntarnos si nuestra concepción del tiempo, basada en una repetición regular de fenómenos, puede extrapolarse a la etapa de un Universo primitivo, cuyas únicas «organizaciones» eran retroacciones positivas.

Hacia la mutación

Otra reflexión se impone. A causa de su crecimiento exponencial, una magnitud regida por un proceso de retroacción positiva acabaría teóricamente por adquirir valores fantásticos. En la práctica, llegaría un momento en que el proceso no podría continuar, pues su desarrollo habría cambiado la base misma del problema.

Ésta es la doble constatación que debemos hacer. No solamente una retroacción positiva engendra una organización, sino que su propia naturaleza le impide detenerse por sí misma. Lo cual equivale a decir que, en términos muy generales, un proceso de retroacción positiva resulta una «mutación».

Los técnicos conocen muy bien la retroacción positiva llamada el efecto Larsen: cuando se trata de aumentar la potencia de una instalación sonora, puede suceder que el micrófono capte el sonido del altavoz y vuelva a inyectarlo en el amplificador. Al principio hay silencio, pero si se origina un sonido, éste se hará cada vez más fuerte, hasta alcanzar la saturación; el altavoz dejará oír entonces un violento y monótono maullido, que interferirá la voz. El aparato, que al principio era un amplificador, se transforma en un generador de silbidos…

De la misma forma, la retroacción de una estrella naciente se interrumpe al entrar en juego la energía nuclear que enciende al astro y con la fuerza centrífuga de su rotación; o sea, cuando aparecen factores que tienden a desintegrarlo.

Una vez encendida la estrella, el problema se presenta en un aspecto muy distinto, pues estos factores tienden a dislocar la masa estelar, con una energía que crece con la materia acumulada. Finalmente, se alcanza un equilibrio cuando estos factores contrarrestan la gravitación.

La retroacción negativa

Pero en este momento, el equilibrio está «garantizado» por otro proceso que originará una retroacción negativa. Efectivamente, si el ritmo de las reacciones nucleares debiese acelerarse, el excedente de energía podría provocar la desintegración de la estrella; de ello resultaría una disminución de su temperatura central, que provocaría a su vez una disminución en la actividad de las reacciones, lo que aseguraría una regulación automática.

Es fácil comprender la lógica de este nuevo mecanismo.

Si un sistema está aislado en un medio anárquico, únicamente puede recibir determinación de sí mismo. Esto es lo que significa la retroacción.

Pero podemos concebir dos tipos de retroacción. Con la retroacción positiva, el efecto crea una causa de la misma naturaleza que actúa en el mismo sentido. Ahora bien, nada nos impide imaginar una estructura en la que el efecto cree una causa que actúe en sentido contrario. Esto es precisamente la retroacción llamada negativa: así que el sistema tienda a cambiar de estado, una reacción se opondrá a este cambio.

La retroacción positiva originaba una evolución: la magnitud regida por ésta se hallaba sometida a un modelo de ley exponencial. La retroacción negativa, en cambio, nos proporciona una fijeza de la magnitud regida; la determinación adquiere un aspecto pasivo al oponerse a cualquier variación fortuita de la magnitud regida. O sea, que la retroacción negativa crea una estabilización, y volveremos a encontrarla en numerosas etapas de la historia del cosmos.

En la etapa estelar, tenemos ya un ejemplo de ello, pues el secreto de la casi estabilidad de numerosas estrellas que, como nuestro Sol, pueden funcionar con un régimen casi permanente durante muchísimo tiempo, hay que buscarlo en la retroacción negativa.

Por consiguiente, la organización de una estrella quedó finalmente asegurada mediante dos retroacciones, la primera de las cuales originó la segunda.

3.— La filosofía cibernética

Por lo tanto, en el Universo aparecieron retroacciones de manera natural y, bajo sus auspicios, comenzó a organizarse.

Mas, precisamente, el proceso de estas retroacciones es el mismo que hoy invocan los cibernéticos para gobernar, sus sistemas regidos por reglas. La semejanza, de momento resulta sorprendente y nos abre perspectivas apasionantes.

El substantivo cibernética proviene directamente del verbo griego kubernan, que nos ha dado gobernar pasando por el latín gubernare. Actualmente designa a la ciencia de los medios que permiten «gobernar», en el sentido de «dirigir» o «regir», pues no hay que entender al término «gobernar» en el sentido limitado que tiene a menudo. Esta palabra suele aludir casi siempre al gobierno de un país, a veces el gobernador de una provincia y, en un sentido más restringido, a la acción de llevar un buque al rumbo que se le ha señalado. La función es siempre la misma: del modo como se gobierna un país, una administración o un barco, se gobierna a una máquina o se gobierna uno mismo. Y hemos descubierto que hay magnitudes físicas que se encuentran gobernadas, o regidas, por retroacciones naturales.

Pero ¿qué quiere decir en este caso gobernar?

Esta pregunta equivale a abordar una cuestión que será fundamental en todas las disquisiciones sobre el azar y el antiazar. Un sistema no gobernado evoluciona por definición de manera aleatoria, o sea, que sufre toda clase de influencias: es el juguete del azar. En cambio, gobernar un sistema equivale a aislarlo e imponerle una línea de evolución.

Se trata de una función que el hombre asume corrientemente mediante sus intervenciones sobre el mundo exterior. Pero ¿merced a qué proceso? A decir verdad, el análisis de estas intervenciones dio lugar entre los griegos a consideraciones notablemente oportunas.

La herencia de Platón

En el Gorgias y la Política, Platón ya nos presentaba a la cibernética como el arte de gobernar. El eximio filósofo observó que se gobierna un sistema reuniendo datos, elaborando un programa de acción y utilizando una energía para ponerlo en práctica.

El gobierno de una nave se presentaba entonces como una aplicación típica de la cibernética, pues el timonel gobierna realmente la nave que le ha sido confiada; por esto los griegos lo llamaban kybernetes. Y en la historia helénica encontramos una tradición característica con las «cibernesias», que se celebraban todos los años en otoño en honor de los timoneles. Según la leyenda, estas festividades fueron instauradas por el propio Teseo, en honor de los dos nautas que lo condujeron victoriosamente a la isla de Creta.

Más de dos milenios transcurrieron después del milagro griego, y la idea misma de cibernética cayó en el olvido, pues el hombre tenía el privilegio, gracias a sus músculos y sus herramientas, de gobernar el medio ambiente sin tener necesidad de analizar la función que ejercía.

Pero en la era industrial, un descubrimiento le sorprende: la técnica crea máquinas que se gobernarán a sí mismas merced a verdaderos órganos artificiales de los sentidos, que guiarán su trabajo. Se trata de «captores» que miden el número de las piezas fabricadas por una máquina-herramienta o la temperatura de un baño, a fin de asegurar la conformidad del trabajo con un programa determinado. Lo más notable será que esta conformidad quede sistemáticamente asegurada mediante retroacciones negativas y con dispositivos que Watt ya imaginaba en el siglo XVIII, para mantener constante la velocidad de su máquina de vapor.

El árbol motor de esta máquina, vertical, tenía en efecto dos varillas de las que se hallaban suspendidas unas bolas, que se separaban por la influencia de la fuerza centrífuga, accionando entonces una anilla que maniobraba a su vez las compuertas. Así, el régimen se elevaba automáticamente si la velocidad tendía a disminuir por una causa fortuita. Este principio es el mismo de nuestros «limitadores de velocidad»: la anilla es entonces solidaria de un disco, y un freno cuya altura puede regularse, bloquea la velocidad cuando se produce el contacto.

Una fórmula moderna para el mando de un motor eléctrico, consiste en hacer regular por una dínamo montada en el árbol la corriente de alimentación. De esta manera la velocidad puede mantenerse constante, sea cual fuere la carga: si ésta aumenta, la dínamo asegurará al motor un excedente de energía. En cambio, si gira en vacío, la dínamo evitará que se acelere reduciendo la corriente.

De una manera muy general, los técnicos crean lazos de retroacción cada vez que desean regular algo; por ejemplo, cuando quieren mantener constante la presión en un depósito. Un comparador calcula la diferencia existente entre el valor de consigna de la presión, o sea, el valor ideal que ésta debería tener, y su valor efectivo, medido por un factor. Y según el sentido de esta separación, se creará una acción antagónica. Si la presión fuese demasiado débil, se pondría en marcha una bomba; si fuese demasiado alta, se abriría una válvula. Del mismo modo, un lazo de retroacción puede mantener a una célula fotoeléctrica por encima de una línea: si se desvía a la derecha, un motor la desplazará hacia la izquierda, e inversamente.

Cibernética artificial y cibernética natural

Con independencia de sus respectivas aplicaciones, las técnicas expuestas tuvieron profundas repercusiones teóricas.

En otros tiempos, solamente el hombre se consideraba capaz de gobernar. En la era de la cibernética industrial, comprende que su función puede delegarse a lazos de servidumbre. Pero debe tener en cuenta que en la historia del Universo estos lazos aparecieron «de manera natural» bajo los tipos de retroacción que al principio regularon las densidades estelares, y así se gobernó el Universo, adquiriendo determinaciones que al principio surgieron de la interacción entre las partículas y después fueron consecuencia de las situaciones creadas.

Este continúa siendo el sentido profundo de la cibernética, cuyo objeto no es una técnica, sino una ciencia de las estructuras. Para alcanzar una finalidad, poco importa que la información esté captada por dispositivos eléctricos, mecánicos o neumáticos: el verdadero problema consiste en estudiar las acciones mutuas de los sistemas o sus reacciones sobre sí mismos, pues la cibernética se presenta como una física de los efectos y las relaciones, mientras que antaño la física de las cosas lo refería todo al hombre, estudiando los sistemas aislados, sin examinar cómo se comportaban respecto a sí mismos o respecto a otros. ¡Piénsese que el Universo ha evolucionado durante millones de años!

La cibernética rige al Universo. Ahora lo comprendemos; no esperaba al hombre para existir y organizar el cosmos con la cooperación de los efectos naturales.

Al llegar aquí, será interesante establecer una comparación entre nuestros limitadores de velocidad y las estrellas llamadas de Wolf-Rayet, que se caracterizan por elevadísimas velocidades de rotación[25]. La fuerza centrífuga se conjuga con la presión de radiación para provocar una intensa eyaculación de materia: la estrella pierde así una fracción de su masa, hasta que el proceso cesa de ser apreciable.

Por otra parte, el técnico sabe hoy estudiar la estabilidad de sus dispositivos reguladores, destinados a dosificar su acción teniendo en cuenta la diferencia y la variación, a fin de no crear una acción antagónica demasiado brusca. Una retroacción mal concebida, en efecto, puede sobrepasar el objetivo propuesto, creando una diferencia de sentido contrario, que provocaría a su vez una reacción también contraria. De esta forma se manifiesta el fenómeno llamado de bombeo, para el que podemos hallar un símil en el conductor automovilista bisoño que no consigue mantener al vehículo en línea recta: cuando el automóvil se va hacia la derecha, da un golpe de volante demasiado violento hacia la izquierda, que exige una nueva rectificación, hacia la derecha, también exagerada, y así sucesivamente.

Tenemos ejemplos de esto en la cibernética estelar, con categorías bien conocidas de estrellas inestables. Lo hemos visto ya en la contracción de las estrellas nacientes T Tauri.

Una ciencia de las estructuras

Por este motivo nos damos cuenta del alcance que tiene la cibernética. En la época heroica de la misma, o sea antes de 1955, la reacción de los físicos fue característica. La mayoría de ellos sólo quería ver en la cibernética una nueva disciplina que había que integrar en la tradicional clasificación de las ciencias, como un capítulo suplementario de la física al que convenía aplicar el principio de la entropía.

Semejante actitud daría por resultado una variante de la degradación de la energía: la degradación de la información. Pero el absurdo de esto salta a la vista: si hay algo cuya «multiplicación» sea patente, es precisamente la información. El profesor que transmite conocimientos a sus alumnos no los pierde por ello, y esto es válido para todas las fórmulas de enseñanza como libros, películas, cintas magnetofónicas o memorias de máquinas electrónicas.

Del mismo modo, en la época de la automatización, las máquinas cibernéticas de nuestras fábricas pueden considerarse como generadoras de organización. Y al estudiar el comportamiento de nuestra raposa electrónica, nos sorprendió comprobar una creación de entropía negativa.

La verdad era que la cibernética se situaba, no entre las ciencias o las técnicas clásicas, sino por encima de ellas, permitiendo entrever una inteléctica general y considerando todos los tipos de relación que pueden existir entre los elementos componentes de un sistema, sea cual fuere su número y su naturaleza, mientras que el terreno propio de la termodinámica era el caso particular de elementos componentes numerosísimos y muy pequeños, cuyas evoluciones no conocen la influencia de ningún campo.

Y el principio de entropía se aplica únicamente a estos sistemas desprovistos de interacción, siendo lo sorprendente que los termodinámicos hayan llegado a denominarlos «perfectos». En realidad, querían decir que solamente este sistema justificaba a la perfección las leyes sencillas formuladas sobre la base de una ausencia de interacción, pues la relación PV-RT de los gases perfectos se estableció principalmente al comparar a las moléculas con masas puntuales libres de toda influencia. En realidad, de este modo perfección era sinónimo de anarquía y la entropía actuaba entonces plenamente.

Éste es el fondo del problema: el principio de entropía no es en absoluto una cuestión de escala o de técnica. Verdad es que las interacciones gravíficas exigieron el marco cósmico, pero la debilidad de la fuerza de gravitación era la única responsable. Y encontraremos un notable ejemplo de interacción molecular con la materia biológica, acusada antaño por los físicos de «hacer trampa» con el principio de la entropía.

Conquistada la organización

En estas condiciones, una «lógica general de los sistemas» se nos presenta como la tarea fundamental de una cibernética teórica. Merced a un instrumento único representado por las matemáticas, nos permitió descubrir la sorprendente jerarquía de los efectos, en la base de la cual debían colocarse los sistemas desprovistos de determinación interna. Éstos, en efecto, dependen del segundo principio de la termodinámica: su entropía sólo puede permanecer constante o ir en aumento.

Pero para los sistemas organizados, a los que las estructuras internas o externas imponen una evolución, el concepto de entropía deja de tener sentido.

Hemos descubierto notables estructuras en el caso de las retroacciones gravíficas que constituyen los primeros procesos organizadores, los únicos concebibles en el estadio de un mundo primitivo.

Pero en el Universo organizado, la situación será diferente. Al aparecer sistemas primarios, sus estructuras podrán suscitar otras, representando verdaderamente el papel de máquinas. Las retroacciones negativas serán otros tantos muros que limitarán los terrenos donde se desarrollarán las retroacciones positivas, creadoras de nuevos circuitos de organizaciones. Finalmente, lo que se hará cada vez más raro será la inorganización, pues un sistema sólo permanecerá al margen de estos circuitos cuando las acciones exteriores no ejerzan efectos sobre él.

Éste es el caso de un gas a nuestra escala. Pero ¿hay que aplicarle solamente el nombre de sistema? ¿Hasta qué punto una colección de moléculas constituye «algo»? Tanto en el caso de un litro de gas o de un metro cúbico, la situación es la misma. Ningún vínculo existe entre los elementos componentes y ya nada los une con el exterior, pues las condiciones existentes no permiten la intervención de las fuerzas fundamentales del Universo. Al menos, estas consideraciones exponen un punto de vista ideal, pues en ningún caso podrían excluirse totalmente estas fuerzas. La gravitación terrestre no hace describir a las moléculas segmentos de recta, sino arcos de elipse, y tampoco puede prescindirse completamente de las interacciones eléctricas.

Esta lección no debe caer en saco roto: la independencia total es una añagaza, ya que el suceso puramente aleatorio es una ficción. El físico sabe hoy muy bien que, en realidad, el azar perfecto no existe en un mundo en el que un análisis sutil destaca la existencia de innumerables correlaciones, de manera que en el Universo todo actúa sobre todo. Ninguna substancia permanece fija, ningún cuerpo puede jactarse de ser eterno y ningún átomo conoce el reposo. Cien veces al año, las partículas cósmicas proyectadas por la explosión de estrellas provocan mutaciones en nuestro organismo. Y a decir verdad, la materia es teatro por doquier de un sorprendente hormigueo: las partículas se agitan, chocan, se unen para formar edificios que a su vez se transformarán. Los engranajes del Universo están en perpetuo movimiento.

La verdad es que desembocamos en una conclusión diametralmente opuesta a la física clásica. Ésta empleaba el lenguaje de la entropía y buscaba en sus gases las leyes del cosmos. Su actitud era la misma del biólogo que pretendiese estudiar las leyes de la vida en un cadáver. La termodinámica se ocupa de los sistemas en descomposición, aislados de la aventura cósmica. El terreno propio de la cibernética, en cambio, es la evolución.

A la escala del cosmos y mediante las retroacciones en cadena, una determinación cada vez más estructurada será, en efecto, la LEY NATURAL por excelencia, pues la retroacción positiva es el «progreso», que conduce a nuevas estructuras. Y las retroacciones negativas aseguran su defensa, anunciando ya la fijeza de los futuros medios interiores. Los sistemas ascenderán en la jerarquía de los efectos y deberemos considerar el estancamiento y la degeneración como el patrimonio de una materia abandonada.

Así hemos visto dibujarse el movimiento que no hará más que continuar y amplificarse. Han nacido las primeras estrellas, verdaderos Estados cuyas estructuras crearán las leyes. Y de estos objetos primarios nacerán las situaciones propicias para una génesis de objetos secundarios. Aparecerán los planetas. La Tierra será teatro de la extraordinaria retroacción biológica.

Bajo los auspicios de semejante determinación, el nacimiento de estrellas y de planetas, la vida y el hombre se inscribirán en una misma estirpe…

6

La diferenciación de las estrellas

La joven estrella, pues, es un crisol nuclear en el que el hidrógeno se convierte en helio; o sea, que las partículas, dispersas al principio, empiezan a asociarse en núcleos complejos. Así nacen los primeros elementos y el movimiento ya no se interrumpirá.

No obstante, asistiremos a una sorprendente diferenciación entre las estrellas; la evolución adquirirá aspectos muy diversos según la masa del astro.

Las estrellas están calibradas por el proceso mismo que las creó. Si hubiesen sido demasiado ligeras, no hubieran podido albergar reacciones termonucleares en su seno. Demasiado pesadas, se hubieran disgregado. De todos modos, este calibrado se hizo de manera bastante burda. Una simple mirada al cielo nos bastará para saber que las estrellas, en su conjunto, tienen aproximadamente la masa del Sol. Desde luego, se trata de un orden de magnitud y se tendrá idea de la dispersión teniendo en cuenta que el 99% de las estrellas catalogadas parecen tener una masa comprendida entre 0,2 y 5 masas solares. Si las estrellas cinco veces más ligeras o cinco veces más pesadas que el Sol son raras, no por ello son inexistentes, pues hemos distribuido las masas estelares en una gama que se extiende aproximadamente de 10²⁹ a 10³² kg; o sea, de 0,05 a 50 masas solares.

Pero, precisamente por el hecho de que la estrella representa un objeto celeste cuya masa es crítica, las menores diferencias de masa se traducirán por importantes diferencias de comportamiento.

1.— La radiación de las estrellas

La «sensibilidad» de una estrella al factor masa se nos presenta como una consecuencia lógica de su estructura, caracterizada por un aumento regular de la temperatura, entre una superficie que está a varios miles de grados —que regula la radiación mediante la cual el astro evacúa la energía que produce— y un núcleo donde se realizan reacciones termonucleares a temperaturas de millones de grados.

12.Densidades y temperaturas en el Sol

Se observará que la densidad del Sol es casi insignificante hasta una gran profundidad. El aumento de la temperatura, en cambio, presenta una gran regularidad.

La densidad crece con la profundidad, pues la gravitación atrae hacia el centro de la materia de la estrella, con el resultado de que la presión aumenta y las capas más profundas tienen que soportar un peso de materia cada vez mayor.

A este respecto, resulta muy instructivo un viaje al Sol, imaginando la posibilidad de una extraordinaria espeleología solar en que partiendo de una superficie a 5500 °C, que representaría por definición la cota 0, descendiéramos hacía el centro, donde estaría la cota 100.

Al llegar a la cota 30, la temperatura ya rebasa 1 000 000 de grados; sin embargo, la densidad sólo es de momento de 0,07. Teniendo en cuenta que el volumen que hemos dejado atrás representa aproximadamente las dos terceras partes del Sol, podemos afirmar que su masa es despreciable. Constituye una especie de colchón de plumas.

Al llegar a la cota 50 se alcanza la densidad del agua y la temperatura es de 2 500 000 grados.

A la cota 65, la densidad del Sol es igual a la del hierro y la temperatura sobrepasa los 5 000 000 de grados: penetramos entonces en la zona en que empiezan a efectuarse las reacciones termonucleares lentas.

En la cota 88 alcanzamos los 10 000 000 de grados. Por último, en el centro mismo del Sol, la temperatura es superior a los 13 000 000 de grados y la densidad es superior a 120. Aunque sólo representa la centésima parte de su masa, esta región del Sol es la más importante, pues no hay duda de que en ella se producen las reacciones más activas y es la fuente de la enorme energía que atraviesa las capas del astro para escaparse por su superficie.

Nuestro Sol, desde luego, no es un caso típico. Este viejo astro existe desde hace miles de millones de años y cuando nació no era siquiera una estrella de primera generación.

Sin embargo, haciéndole unos ligeros retoques, su estructura permite entrever el modelo de una estrella joven de la misma masa, constituida esencialmente de hidrógeno.

Masa y temperatura

Nada nos impide imaginar otros modelos. Por ejemplo, en el caso de una masa doble, se puede calcular un reparto distinto de las temperaturas, asignando al núcleo 16 000 000 de grados.

13. Las diversas regiones del Sol

Solamente el núcleo del Sol es muy activo, pues la mayor parte del astro se comporta como un cojín térmico. El círculo negro corresponde prácticamente a la imagen que daría un neutrino-telescopio, y aun así, su aspecto distaría mucho de ser uniforme: en el centro aparecería una manchita «brillantísima», reducida casi a un punto.

En cambio, en el caso de una estrella con la mitad de la masa solar, la temperatura central será solamente de 10 000 000 de grados. Y desciende a 5 000 000 para un 0,1 de la masa solar.

Como ya era de esperar, la temperatura central aumenta con la masa y esta situación provoca un crecimiento impresionante de la potencia.

El punto crítico de las reacciones termonucleares, en efecto, es la transformación del hidrógeno en deuterio, cuya duración media hemos calculado en cuarenta mil millones de años para una temperatura de 10 000 000 de grados. Pero cuando la temperatura es de 15 000 000 de grados, este tiempo sólo es de ocho mil millones de años. Y desciende a setecientos millones de años en el caso de 30 000 000 de grados. En cambio, alcanza la cifra astronómica un billón setecientos mil millones de años en el caso de una temperatura de 5 000 000 de grados.

Por lo tanto, las reacciones nucleares sufren una tremenda aceleración al ascender la temperatura.

La elevación de potencia resultante provoca un descenso de la densidad.

Efectivamente, es la fuerza nuclear la que se opone a la contracción acentuada del astro, que provocaría la acción sin trabas de la gravitación. Cuanto más intensa es aquélla, menos actúa ésta y la contracción queda detenida antes. Así, las estrellas grandes son las menos compactas. Teniendo en cuenta que la densidad media del Sol es de 1,4, podemos calcular que una estrella-modelo que tenga dos masas solares tendrá únicamente una densidad de 1,1. Esta densidad descenderá hasta 0,5 en el caso de cinco masas solares.

No solamente las estrellas pesadas son menos densas, sino que los contrastes son menores en el interior del astro: la densidad disminuye con menor rapidez a medida que nos alejamos del centro, a causa de la extensión del volumen en el que se ejercen las reacciones termonucleares.

Un aumento de masa, pues, se traduce en un cambio en la estructura de la estrella, mientras que la energía irradiada crece a un ritmo vertiginoso.

Ésta sería al menos la situación si debiésemos limitarnos a tener en cuenta únicamente la fusión del hidrógeno.

Sin embargo, la elevación de la temperatura origina otros procesos, que acelerarán aún más el despilfarro de energía de las estrellas grandes.

14. El ciclo de Bethe

Después de absorber sucesivamente cuatro protones, un núcleo de carbono sufre una serie de conversiones que le harán expulsar un núcleo de helio. Entonces el ciclo puede recomenzar.

El ciclo del carbono

Hemos estudiado únicamente el caso de las estrellas jóvenes, cuyos protones se unían en deuterones.

Pero si el astro contiene un poco de carbono, el hidrógeno encuentra otro medio.

La presencia del carbono es normal en las estrellas de segunda generación, con las que no tardaremos en trabar conocimiento. También suele suponerse que existe en las entrañas de las estrellas primitivas, pues los núcleos resultantes de los procesos nucleares poseen grandes energías, que les permiten desencadenar reacciones secundarias; por ejemplo, un núcleo de carbono puede nacer del encuentro de tres heliones.

15. Rapidez de las reacciones nucleares

Esta gráfica indica la duración del ciclo de Bethe para las grandes estrellas, en relación con su masa.

Y el carbono alimenta un ciclo en el que cuatro protones resultan absorbidos sucesivamente, según los procesos que exponemos a continuación:

Después de captar un protón, el carbono —se trata del carbono ordinario, o carbono 12— se transforma en novecientos mil años[26] en nitrógeno 13. Pero éste es inestable. Al cabo de siete minutos, engendra un carbono 13 con emisión de un electrón positivo y un neutrino (partículas que corren la misma suerte que sus homólogas, aparecidas al producirse el encuentro de dos protones).

Después de absorber un nuevo protón, el carbono 13 se convierte en nitrógeno 14, en ciento ochenta mil años.

Un tercer protón transforma a este nitrógeno 14 en oxígeno 15, en el plazo de dieciséis millones de años. Pero aún se trata de un núcleo inestable que, en menos de dos minutos, origina nitrógeno 15 (con nueva emisión de un electrón positivo y un neutrino).

Finalmente, este nitrógeno 15, después de absorber un cuarto protón, se desintegra al cabo de cinco millones de años, emitiendo un helión y restituyendo el carbono 12.

Así el carbono se encuentra regenerado, por lo que nos hallamos en presencia de un ciclo, llamado a menudo el ciclo de Bethe, en honor del sabio que en 1938 demostró su posibilidad. En realidad lo estudiaron por separado Bethe y Weizsäcker, mucho antes de que se descubriese el proceso protón-protón, que se conoció en 1951 merced a los trabajos de Fowler y Schatzmann. Esto explica una situación paradójica, que hizo atribuir, durante una docena de años, el funcionamiento del Sol, y de una manera general la génesis de las energías estelares, al ciclo de carbono. Sin embargo, este ciclo es el proceso número 2, que sólo puede aparecer a temperaturas elevadas con una aportación inicial de carbono, si la fusión de protones proporciona el punto inicial.

Ambos procesos producen en realidad el mismo resultado bruto, puesto que la materia prima es la misma, o sea, el hidrógeno, y este elemento se transforma en helio en ambos casos.

Y tal como sucede en el ciclo protón-protón, una elevación de la temperatura da por resultado la aceleración de todas las reacciones del ciclo de Bethe, cuya etapa más lenta es la tercera, de manera que su velocidad rige el desarrollo del conjunto.

Ahora bien, como sabemos, a 20 000 000 de grados, el tiempo medio de este tercer acto se produce únicamente a un millón de años, y para una temperatura de 30 000 000 de grados solamente será de cien años. O sea, que entre 15 000 000 y 30 000 000 de grados, el ciclo del carbono se hace ciento sesenta mil veces más rápido.

Sobran comentarios ante tal resultado. En la práctica, la energía aumenta con la 13.a potencia de la temperatura. Aún aumentan mucho más rápidamente que la que libera la reacción protón-protón. Y esto nos hace ver la importancia que puede asumir este ciclo a temperaturas elevadísimas, incluso teniendo en cuenta una ínfima cantidad de carbono: a 30 000 000 de grados, el mismo átomo de carbono puede servir diez mil veces en un millón de años.

De esta forma aparece una demarcación, alrededor de los 12 000 000 de grados.

Por debajo de los 10 000 000 de grados, podemos admitir que el rendimiento del ciclo de carbono es insignificante: no nos movemos del terreno donde se realizan las fusiones de protones. En cambio, por encima de los 15 000 000 de grados, domina el ciclo del carbono.

16. Comparación de dos ciclos nucleares fundamentales

Potencias respectivas de las fusiones de protones y del ciclo del carbono según la temperatura. Conviene fijarse en la escala logarítmica de las ordenadas.

Nuestro Sol está en la zona intermedia en que ambos procesos se realizan conjuntamente. Sin embargo, no olvidemos que una pequeñísima fracción de su masa está a una temperatura superior a 10 000 000 de grados, de manera que el ciclo del carbono únicamente será responsable de el 2% de su energía.

De uno a docenas de miles de millones

Finalmente, para conocer la energía irradiada por una estrella —y por lo tanto su luminosidad— según su masa, tendremos que estudiar dos regímenes, correspondientes a los dos campos respectivos de los dos procesos nucleares.

Para las estrellas cuya masa sea inferior a un valor determinado, próximo a 1,1 masas solares, la luminosidad ya crecerá rápidamente con la masa y podemos admitir que será cinco veces mayor cuando la masa se duplique. Pero por encima de 1,1 masas solares, encontraremos el régimen del carbono, en el que para una masa doble, la luminosidad será quince veces mayor.

La conclusión final que sacaremos será de que entre dos estrellas-modelo que posean 0,2 y 5 masas solares, respectivamente, la energía disipada variará en una relación del orden del millón. Alcanzará docenas de miles de millones si tenemos en cuenta los casos extremos (0,05-50 masas solares), relación que nos instruirá sobre la razón profunda de la relativa homogeneidad de las masas estelares, pues las más pequeñas variaciones de masa se traducen por diferencias de régimen enorme, con el riesgo de provocar la extinción o en cambio la disgregación de la estrella.

Si las estrellas fueron objetos celestes fabricados en serie por un mecanismo que les impuso masas del mismo orden, la «tolerancia» se tradujo por una increíble dispersión.

En el terreno industrial, una dispersión de producción será siempre, y por lo mismo, inevitable. Cuando una máquina fabrica una pieza, las especificaciones únicamente se respetan con una precisión limitada. Las dispersiones, sin embargo, son muy variables según el trabajo. Así, cuando una fábrica produce automóviles cuya potencia teórica debe alcanzar los 20 CV, las potencias reales se escalonarán en la práctica entre los 18 CV para los «terneros» y los 22 CV para los «leones», en que las piezas ajustan de manera especialmente afortunada. Pero en otras circunstancias, como en la fabricación de transistores, por ejemplo, una ínfima variación en las características de las piezas puede traducirse por diferencias considerables de rendimiento.

Ahora bien, la cibernética estelar nos pone en este último caso: unas masas que poseen la misma magnitud pueden proporcionar a las estrellas unos regímenes profundamente distintos; pues la observación corrobora las enseñanzas de la teoría.

La relación masa-luminosidad

Podemos admitir así que, para las estrellas jóvenes, la luminosidad variará aproximadamente como la 3,5 potencia de la masa, lo que pronto asignará a las estrellas energías fabulosas. Para 5 masas solares, la luminosidad alcanzará 280 (tomando al Sol por referencia), y más allá de esta magnitud entraremos en la gama de las estrellas pesadas, que son raras, pero cuyo gasto de energía puede ser alucinante. ¡Por ejemplo, 50 masas solares provocarán una luminosidad cercana a un millón!

Ésta parece ser la fisonomía de las estrellas-modelo del Universo primitivo.

Lo más notable es que aún refleja bastante bien al Universo actual, lo que se explica por el hecho de que en muchas estrellas el hidrógeno todavía sea el elemento dominante en una proporción grandísima.

Pero aún hay más. La relación entre la luminosidad de las estrellas y su masa fue en realidad descubierta experimentalmente por los astrónomos, antes de que el desarrollo de la física nuclear aportase su justificación teórica.

Sabemos, en efecto, que al principio los astrónomos pudieron medir por triangulación la distancia de cierto número de estrellas, situadas relativamente cerca del Sol.

El cálculo de sus masas fue menos fácil. En realidad, sólo resultó posible para las estrellas dotadas de compañeros, pues las órbitas de éstos permitían calcular las masas de los astros en torno a los cuales gravitaban. Lo cual es como decir que el astrónomo estaba condenado a conocer únicamente las masas de estrellas particulares, y aun así los cálculos adolecieron de imprecisión durante mucho tiempo.

Sin embargo, bastaron a Eddington para permitir que el ilustre astrofísico formulase su famosa relación «masa-luminosidad», cuyo gráfico, reproducido en la figura 17, ofrece una representación particularmente concreta. Al adoptar una escala logarítmica para las masas de las estrellas —es decir, situando sobre las abscisas y en direcciones iguales a los números 1, 2, 4, 8…— y adoptando asimismo una escala logarítmica de las luminosidades, se comprobará que a una colección de estrellas hoy bien conocidas (Krüger 60, 61 Cygni, el Sol, Sirius, Capella, Y Cygni), corresponden puntos representativos rigurosamente alineados.

17. Relación masa-luminosidad

Corresponde a Eddington el mérito de haber demostrado experimentalmente la importancia del factor masa en las características estelares: para una gama de estrellas, los logaritmos de la luminosidad y la masa son proporcionales.

Esta relación masa-luminosidad también puede ponerse de manifiesto situando directamente sobre las ordenadas las magnitudes absolutas de las estrellas que, por definición, proporcionan una escala logarítmica de las luminosidades. La magnitud −10 corresponde a una luminosidad cercana a un millón, mientras que al tener nuestro Sol una magnitud absoluta de +4,7, este nivel será el de la luminosidad 1.

El color de las estrellas

De lo expuesto se deduce que la masa de una estrella-modelo regirá su régimen termonuclear, que se manifestará por la luminosidad del astro. Y estos factores determinarán por sí mismos la ley de reparto de las densidades, y por ende, el radio de la estrella.

Como la energía termonuclear está irradiada esencialmente por las capas exteriores del astro, habrá que concluir que la temperatura de su superficie aún estará gobernada por la masa. Por lo que a esto se refiere, ya hemos recordado el hecho de que la energía irradiada por un cuerpo negro —nombre que dan los físicos a una superficie perfectamente emisiva— varía con la cuarta potencia de su temperatura absoluta. Así, la temperatura superficial se eleva solamente de 2000 a 20 000° cuando la energía irradiada por centímetro cuadrado es diez mil veces mayor, o sea, cuando la masa de la estrella pasa de 0,2 a 2,4 masas solares.

Y esta temperatura impone un color característico a la estrella.

Porque, efectivamente, existe una relación entre la temperatura de un cuerpo negro y su color, como demuestra la elevación progresiva de la temperatura de un horno. A 600 °C, es rojo cereza. A una temperatura más elevada, se pone al rojo vivo; su color pasa después al anaranjado, y, si se pudiese seguir aumentando la temperatura, se verían aparecer sucesivamente todos los colores del espectro.

Del mismo modo como los ojos son el espejo del alma, el color de una estrella será el reflejo de su actividad, gobernada también por la masa.

18. Densidad y radio de las estrellas

La densidad media de una estrella-modelo depende únicamente de su masa, pues la distribución de las temperaturas depende del factor masa: esta densidad decrece cuando la masa aumenta. Así, el radio de una estrella que tenga ocho masas solares equivaldrá a 3,1 (Sol = 1), mientras que solamente hubiera sido igual a 2 si la densidad hubiese sido la misma. En esta gráfica se toma por unidad la densidad del Sol (que es de 1,4 respecto al agua).

En una colección de estrellas jóvenes de hidrógeno, distinguiremos estas grandes categorías:

Las pequeñas estrellas tienen temperaturas superficiales bajas y, por consiguiente, son «rojas». En esta categoría, por ejemplo, hay que situar a las estrellas cuya masa sea inferior a 0,6 masas solares. Para este último valor, una estrella-modelo (cuyo núcleo, densísimo, estaría a 10 500 000 grados) tendría una temperatura superficial de 4500 grados.

Entre 0,6 y 1,1 masas solares, se puede admitir que la temperatura central pasará de 10 500 000 a 14 500 000 grados, mientras la temperatura superficial asciende, pasando de 4500 a 6500°. Son las estrellas «amarillas».

Entre 1,1 y 2,6 masas solares, la temperatura central oscilará entre 14 500 00 y 20 000 000 de grados. Las temperaturas de superficie irán de 6500 a 10 000°. Su composición espectral dará un color «blanco» a la luz de estas estrellas.

Por encima de 3 masas solares, el desbordamiento de energía del astro y la temperatura elevada de su superficie, harán que la estrella irradie una luz «azul».

19. Masa y temperatura

Temperatura central y temperatura superficial de una estrella-modelo que estuviese constituida casi exclusivamente de hidrógeno. Estas temperaturas únicamente dependen de la masa y ésta determina la clase de estrella. Se estudian las estrellas cuya masa es parecida a la del Sol, pues las estrellas muy pesadas forman la clase O, cuya «luz» es principalmente ultravioleta.

La diferencia de color de las estrellas es visible a simple vista, pero con dificultad, pues la atmósfera terrestre absorbe las radiaciones por ambos extremos del espectro visible, atenuando las coloraciones rojas y azules, lo que, en cambio, refuerza el blanco. Mas en la era espacial, el cielo nos revela su verdadero rostro: los cosmonautas quedan maravillados ante el espectáculo de las estrellas multicolores que se destacan en un cielo negro aterciopelado, mientras los astrónomos sueñan en las observaciones que mañana podrán efectuar en gran escala, fuera de la atmósfera terrestre.

20. Luminosidad de una estrella-modelo

La relación de Eddington encuentra su justificación en este gráfico que indica la luminosidad teórica de una estrella-modelo, según cuál sea su masa. En las ordenadas, la escala es la logarítmica (los astrónomos evocan con más frecuencia la escala de las magnitudes absolutas, dispuesta al lado). Pero en las abscisas hemos adaptado una escala lineal para las masas: la forma de la curva pone de relieve el crecimiento vertiginoso de la luminosidad cuando aumenta la masa.

21. Características de estrellas-modelo inferiores a cinco masas solares

Para cada estrella-modelo, T, L, M designan, respectivamente, la temperatura de superficie (en grados C), la luminosidad (tomando al Sol por unidad) y la magnitud absoluta; t representa el tiempo al cabo del cual se habrá consumido el 10% del hidrógeno.

Por lo tanto, resulta aún más notable que en el siglo pasado, el padre Secchi ya se dedicase a clasificar las estrellas según su color, echando los cimientos de una ciencia estelar que luego había de perfeccionarse, al establecer cierto número de clases, conocidas universalmente por las letras O, B, A, F, G, K y M[27]. Y cada una fue dividida en subclases. Las O y B son azules, las A y F, blancas, las G, amarillas, como nuestro Sol, y, finalmente, las K y M son estrellas rojas. En la figura 20[ver] se indica el reparto de las estrellas jóvenes en estas diferentes clases, según cuál sea su masa.

El diagrama de Hertzsprung-Russell

Existe, pues, una relación entre la luminosidad y la masa. Y la masa determina igualmente el color del astro, lo cual quiere decir que la luminosidad también depende del color.

Y esta consideración revistió un particular interés para los astrofísicos. Téngase en cuenta, en efecto, que la masa de una estrella no es un parámetro directamente accesible a la observación; solamente puede obtenerse mediante el cálculo y no en todos los casos. En cambio, los aparatos de medición aprecian fácilmente color y luminosidad. Así se explica el favor de que goza el diagrama llamado de Hertzsprung-Russell, base de trabajo de la astronomía estelar, cuyo principio consiste en situar sobre las abscisas el «índice de color» de una estrella, y en las ordenadas su luminosidad.

Su interpretación resultó a veces muy ardua, a causa de la variedad de las estrellas actuales, algunas de las cuales pueden compararse a modelos de hidrógeno, mientras que otras no se atienen a estas condiciones.

Pero precisamente el diagrama de Hertzsprung-Russell permite efectuar una notable selección.

Los puntos que representan a estrellas casi totalmente constituidas de hidrógeno se distribuyen según una línea denominada clásicamente la «serie principal», y es en esta línea donde se encuentran, por orden de luminosidad decreciente, las clases O, B, A, F, G, K y M. En cambio, el hecho de que una estrella se encuentre fuera de esta línea, implicará sin duda una situación distinta[28]. Será un astro muy joven que aún no habrá encontrado su equilibrio, o en cambio una estrella cuya juventud ya ha pasado y que ha visto modificarse sus mecanismos…

22. La secuencia principal

Situando en las ordenadas la luminosidad (escala logarítmica) y en las abscisas, la escala de colores de los astrónomos, las estrellas llamadas de la serie principal se reparten según este gráfico.

2.— Las escalas del envejecimiento

Una estrella es una máquina celeste cuyo combustible forma su substancia y en la que además el producto de la combustión no se evacúa.

De esta manera, su propio funcionamiento modifica al astro, y consume su capital de hidrógeno, mientras el helio se acumula.

Esta última consideración es la más importante: así que la proporción de helio alcanza 10%, la estrella ya no puede considerarse como un astro joven y se inicia una nueva situación.

Todas las evoluciones estelares seguirán idéntico proceso. Pero los regímenes muy distintos instaurados en las estrellas darán lugar a escalas de tiempo de gran dispersión.

En una pequeña estrella roja, donde las reacciones nucleares se hallan en estado latente, los tiempos de transformación serán muy largos y la fusión completa del hidrógeno en deuterio requeriría miles de millones de años. Así, pues, en algunos millones de años la composición de la estrella y, por lo tanto, su modo de funcionamiento, no variarán. En el caso de dichas estrellas, no se registra prácticamente ninguna evolución sensible a partir del momento en que, rebasado el estado de la formación, el astro alcanza su régimen permanente. Las estrellas amarillas, como nuestro Sol, ya han consumido, desde luego, una parte de su hidrógeno, pero aún pueden transcurrir períodos que van desde cinco mil millones a quince mil millones de años antes de que la proporción de helio sea importante. Se trata de una evolución lenta, incluso a la escala cósmica.

Esta evolución, en cambio, será sensible en el caso de las estrellas blancas, rápida para las estrellas azules e incluso podrá revestir un ritmo impresionante, en este último caso. La temperatura central de algunas estrellas O (varias docenas de veces la masa solar) rebasa los 40 000 000 de grados. Estas estrellas de elevadísima temperatura, cuyas temperaturas superficiales son de 50 000 e incluso 100 000°, ya no emiten una luz azul ni siquiera violeta, sino esencialmente ultravioleta, e incluso rayos X. Su energía es tal, que estas megaestrellas consumirán su hidrógeno en algunos millones de años, o incluso mucho antes, envejeciendo así prematuramente.

El cambio en gigante roja

Vamos a ver cuáles son los resultados de este despilfarro. Desde la estabilización que siguió a la etapa de su contracción, la estrella funcionaba en régimen permanente, bajo los auspicios de una retroacción negativa: ante cualquier veleidad de aceleración de las reacciones nucleares, el excedente de energía irradiada hubiera respondido con un enfriamiento de la región central, que hubiese disminuido «automáticamente» la potencia termonuclear.

Pero este proceso de regulación falla si la estructura de la estrella cambia. Y esto es precisamente lo que sucede al acumularse una cantidad apreciable de helio: este elemento, más pesado, se concentra en el núcleo, donde aparece así un meollo en cuyo interior la fusión de hidrógeno cesa, de lo que resulta una modificación profunda de las condiciones de trabajo.

Las reacciones termonucleares se perpetúan alrededor de este núcleo, en una corona cuyas dimensiones aumentarán a medida que el consumo de hidrógeno se acentúe.

Entonces la estrella se transforma.

El núcleo central, de helio, es una materia muerta que ya no participa en la vida del astro. Su temperatura, sin embargo, continúa siendo elevada, pues la corona activa de hidrógeno representa a su alrededor el papel de calentador.

No solamente este núcleo no puede evacuar el calor que le transmite esta corona, sino que la superficie de separación crea una asimetría, generadora de un verdadero efecto de invernadero. El helio recibe de la corona una cantidad de calor que rebasa la que puede restituir. Su temperatura, pues, ascenderá progresivamente.

Los matemáticos calculan que en una estrella que rebase un poco una masa solar y que en su juventud haya poseído una temperatura central inferior a los 20 000 000 de grados, se alcanza un límite cuando el núcleo de helio representa el 25% de la masa de la estrella. El aumento de temperatura que entonces se produce es extremadamente rápido, para alcanzar 25 000 000 de grados cuando este núcleo representa el 30% de la masa estelar, llegándose a los 30 000 000 y 35 000 000 de grados para unos porcentajes del 37 y 43% respectivamente.

La estrella, experimenta entonces una profunda transformación. Con el efecto de este espectacular calentamiento de su región central y de la presión resultante, se rompe el mecanismo de la retroacción negativa y la estrella es objeto de una extraordinaria dilatación. Su radio se duplica, se triplica, se decuplica…

Esta modificación de la estructura interna de la estrella se conjuga con un extraordinario cambio de aspecto: la estrella se convierte en una gigante cuyo radio podrá ser finalmente cien veces superior al del Sol, mientras la materia que compone las capas exteriores de la nueva estrella posee una densidad muy escasa y el astro evoluciona hacia un nuevo estado.

La cohesión se adquiere sin dificultad. En un objeto celeste de masa determinada, la velocidad de liberación varía inversamente a la raíz cuadrada de su radio: cuando éste se multiplica por 100, la velocidad de escape se dividirá únicamente por 10, y por lo general será suficiente para mantener la materia estelar.

No obstante, la gravedad desciende hasta una cifra muy pequeña: en la superficie de una gigante, alcanza la diezmilésima y hasta la cienmilésima de la gravedad terrestre, mientras que en el caso de una estrella joven, puede alcanzar una cifra varias decenas de veces superior a la gravedad terrestre. Lo que es como decir que la atmósfera de estas estrellas gigantes será teatro de fenómenos que se extienden sobre distancias casi increíbles.

En realidad, el estado de la superficie será completamente distinto, a consecuencia de un nuevo aspecto del equilibrio radial. Considerándola como un reactor termonuclear cuya energía no hubiese cambiado, la estrella gigante ofrecerá una superficie de disipación diez mil veces mayor. Entonces, cada metro cuadrado deberá irradiar diez mil veces menos energía y, según la ley de Stefan, esto le impondrá una temperatura diez veces menor. Por lo tanto, la temperatura superficial será bastante baja y los astrónomos se atreverán a afirmar que se trata de una gigantesca estrella fría, cuya luz emitida está compuesta principalmente por radiaciones rojas. Esto explica el nombre de «gigante roja» dado a este tipo de estrella.

De lo expuesto se deduce que al llegar a cierta fase de su evolución las estrellas sufren una especie de «muda», hallando una nueva fórmula de equilibrio entre la «botella termos» que constituye la materia inerte de las entrañas del astro y una vastísima superficie, cuya irradiación ha descendido hasta una proporción relativamente baja.

Semejante transformación parece ser una regla general, pero el momento de ocurrir depende de la escala de vida de las estrellas.

Las estrellas azules efectúan el cambio al cabo de un tiempo cósmicamente corto: a veces algunas docenas o solamente algunos millones de años. Y estas estrellas, macizas en su juventud, continúan siéndolo. Dan origen a otra clase: las supergigantes.

En las estrellas blancas, este período se alcanza al cabo de miles de millones de años y entonces originan principalmente las gigantes ordinarias.

En el caso de las estrellas amarillas, como nuestro Sol, la duración del Universo no suele haber sido suficiente para permitirles efectuar el cambio. Y, por supuesto, las estrellas rojas de nuestro Universo aún están muy lejos de haberlo realizado…

3.— La lección de los cúmulos

Así descubriremos la consecuencia directa de la diversidad que reina en las escalas de los tiempos estelares.

Una mirada al Universo actual sirve para confirmar que algunas estrellas aún se encuentran en el estadio de su primera juventud, mientras que otras cambian, o han cambiado. Esta situación, sin embargo, resulta alterada al extenderse los nacimientos en el tiempo.

Las primeras estrellas, aparecidas en los tiempos en que se dibujaron las galaxias, pueden jactarse de una edad superior a los diez mil millones de años, pero la génesis de estrellas continúa prácticamente durante toda la vida de nuestra Galaxia, de manera que el astrónomo contempla hoy estrellas de todas las edades y una estrella nacida en los últimos mil millones de años puede haber cambiado, mientras que otras muy antiguas continúan su primera vida, situación que ha obstaculizado todas las tentativas de clasificación, pues habrá que esperar a que se comprendan las líneas directrices de la evolución de las estrellas y el astrónomo haya podido disponer de series de referencia.

A este respecto, los cúmulos globulares habían de aportar preciosas enseñanzas.

Se designa con el nombre de cúmulos a los grupos de estrellas reunidas en una misma región del cielo y que, al ser en cierto modo satélites unas de otras, pueden considerarse como nacidas de un mismo tronco.

Este punto tiene capital importancia.

En la epopeya estelar, la masa se presenta como el principal carácter de diferenciación. Pero no es el único. Con el tiempo, veremos modificarse la composición del Universo y variar de aspecto la masa estelar. De aquí el interés inmenso que ofrece una colección de estrellas nacidas de una misma materia. Y de momento, esta condición parece cumplirse fácilmente, pues las estrellas nacieron por racimos dentro de las condensaciones provocadas por la gravitación en el interior de regiones celestes cada vez más densas.

Además, una simple mirada al cielo basta para ver las estrellas curiosamente agrupadas; el término «cúmulo» surge constantemente en la descripción del cosmos.

Sin embargo, se plantea una cuestión prejudicial. Hoy vemos muchas estrellas agrupadas en el cielo. Pero ¿se trata de enjambres «de origen»? Las estrellas recorren distancias considerables: nuestro Sol ha efectuado ya varias veces la vuelta de la Galaxia. En estas condiciones es lícito pensar que los enjambres de estrellas hayan podido disociarse, mientras que se formaban otros a partir de estrellas de diferentes orígenes.

Un estudio detallado de las «reacciones de gravitación» nos aportará la respuesta.

Reacciones de gravitación

Si consideramos dos objetos celestes, sabremos en qué condiciones la gravitación de uno retiene prisionero al otro. Siempre es posible definir una energía de escape fuera de un astro; un cuerpo que tenga una energía inferior se convertirá en satélite. Ambos objetos se desplazarán entonces por el espacio en forma de una pareja unida por los vínculos de la gravitación universal. Ante una energía superior, en cambio, estos objetos se comportarán como dos extraños: solamente se desviarán al pasar uno junto al otro, antes de continuar sus respectivos caminos por el espacio.

A primera vista, un cuerpo que no posea la energía de escape, no podrá adquirirla por sí mismo y, por consiguiente, una satelización no puede romperse. De manera inversa, la mecánica celeste negaba antes la posibilidad de que se produjese una satelización espontánea, pues un cuerpo que penetre en el campo de atracción de un astro aumenta su energía propia con la que le confiere dicho campo. O sea, que en cualquier momento el suplemento representa la energía de escape, la suma siempre le será superior.

Sin embargo, imaginemos a un satélite que posea casi la energía de escape y describa una órbita muy excéntrica en torno a un objeto celeste. Si la atracción ejercida por un tercer cuerpo le comunica un suplemento de energía, nada nos impide suponer que ésta sea superior al nivel de escape. Por lo tanto, el cuerpo intruso habrá separado a la pareja, destruyendo una satelización.

23. Una reacción de gravitación

En este ejemplo propuesto por O. Schmidt y H. Khilmi, intervienen tres astros de masas iguales. La estrella A describe una trayectoria relativa I (elipse que tiene un eje mayor de 200 UA y una excentricidad igual a 0,5, lo que corresponde a un período de dos mil años), alrededor de E. Bajo la influencia de la estrella B que sigue la trayectoria hiperbólica II, A abandona su elipse: liberada de la atracción de E, se alejará siguiendo la trayectoria III.

Actualmente, los astrónomos saben que esto es posible. Se han efectuado profundos estudios sobre las reacciones causadas por la gravitación, en el caso de los asteroides atraídos al campo gravitatorio de Júpiter. En 1947, estos estudios permitieron llegar a varias conclusiones positivas: Schmidt y Khilmi efectuaron una demostración que en algunos casos probaba la posibilidad de rupturas de satelización; e ilustraban su aserto con un ejemplo. Más tarde, en plena era espacial, el Ranger V corroboró esta afirmación. El 18 de octubre de 1962, este ingenio norteamericano fue colocado en una órbita de gran apogeo, convirtiéndose en un satélite de la Tierra. Pero al pasar a 483 km de la Luna recibió el «papirotazo» que lo arrancó definitivamente a la atracción terrestre. El hombre preparó las condiciones necesarias para una ruptura de satelización, en que la Luna representó el papel de cuerpo intruso.

Desde luego, este proceso puede acaecer en ambos sentidos. Al cambiar el signo del tiempo, el matemático invierte la acción: un objeto extraño a la Tierra puede caer en la trampa de su gravitación por intermedio de la Luna.

Por consiguiente, un grupo de estrellas, prisioneras de su mutua gravitación, estará amenazado de una evolución doble. A consecuencia de una serie de interacciones, podrá suceder que un astro del enjambre adquiera accidentalmente la energía que permita su evasión. Entonces, lo abandonará para siempre y los astrónomos atribuirán la «evaporación» progresiva de los cúmulos a las inevitables reacciones de la gravitación. Pero, aceptando el caso contrario, puede admitirse que un cúmulo capture a los astros que penetren en su dominio.

24. Distribución de las pléyades según su masa

En el cúmulo de las Pléyades, las estrellas más pesadas están más cerca del centro: se toma el radio del enjambre como unidad de longitud.

Esto suscita la siguiente cuestión: saber si las estrellas que hoy nos aparecen agrupadas en una región constituyen enjambres naturales que aún no se han evaporado, o cúmulos formados por retenciones sucesivas.

El veredicto del cálculo es categórico y revela que el tiempo de evaporación depende en gran parte de la estructura. Los astrónomos dan el nombre de «asociación» a los agrupamientos de estrellas poco numerosas, unidas por vínculos muy débiles. La vida de semejantes asociaciones es breve, pues solamente dura unos cuantos millones o incluso algunos cientos de miles de años[29].

Pero la evaporación de los verdaderos cúmulos es un fenómeno lento: los mil millones de años son una unidad corriente para seguirlo. Los matemáticos saben calcular los tiempos de disociación, y Spitzer ha podido demostrar que la dislocación de un cúmulo está intensificada por el choque de nebulosas: la energía media aumenta cuando las estrellas más ligeras sufren una expansión más rápida. En el cúmulo de las Pléyades, es característico encontrar a las estrellas más densas cerca del centro (fig. 24)[ver].

El proceso inverso, a saber, el aumento de la población de un cúmulo por captación de estrellas, es de todos modos una operación incomparablemente más lenta aún, pues solamente una aproximación muy crítica de astros exteriores puede crear las condiciones de una captación.

Para terminar, veremos que las velocidades respectivas de estos procesos ya no dejan lugar a dudas y nos dan la certeza de que los actuales cúmulos son naturales. Dicho de otro modo; nos ponen en presencia de colecciones de estrellas nacidas simultáneamente de una misma materia; la masa fue el factor esencial de diferenciación para los representantes del cúmulo.

En términos generales, descubrimos a nuestro alrededor un Universo relativamente joven, en el que la mayoría de los cúmulos apenas han empezado a evaporarse. Si el equilibrio entre reacciones gravíficas se alcanzase, el carácter gregario de los astros debería ser diez millones de veces menos marcado.

Al observar a los astros de un mismo cúmulo tendremos, pues, una imagen del envejecimiento de las estrellas según su masa.

En cambio, al comparar a diversos cúmulos nacidos en épocas diferentes, conoceremos la proporción de estrellas viejas según la edad. En un cúmulo muy joven, será posible que algunas estrellas aún no hayan tenido tiempo de cambiar, o como dicen los astrofísicos, de abandonar la serie principal.

El astrónomo Robert J. Trumpler, especializado en el estudio de los cúmulos galácticos, estableció las bases de una interesante codificación según la cual los cúmulos globulares, cuyas estrellas se encuentran aún en su totalidad en la etapa de su primera vida, se hallan comprendidos en una categoría 1. En una categoría 2 se hallan los cúmulos más viejos, que contienen a algunas gigantes. Y por último, en los cúmulos muy antiguos, o de la categoría 3, las gigantes son numerosas.

Las Híades

El cielo nos muestra a numerosos grupos de estrellas, situados a distancias muy diversas, que constituyen otros tantos regímenes de la aventura cósmica.

Solamente a 130 años luz, las Híades constituyen el más próximo de estos grupos. A decir verdad, numerosas estrellas importantes del firmamento se hallan a distancias mucho mayores.

No siempre el hombre se dio cuenta del notable carácter que presentaba este cúmulo tan rico en estrellas. Las Híades eran una imagen en el cielo que nadie se molestaba en interrogar. El hombre se limitaba a trasladar a ellas sus preocupaciones terrestres, pues según afirmaba la leyenda, las Híades eran, cinco hijas de Atlas y Etra, inconsolables por la muerte de su hermano Hías, al que los dioses convirtieron en astro. Esta alusión a unas estrellas que se encendieron en el cielo, no deja de ser curiosa. La verdad es que la aparición de las Híades precedió en muchos millones de años a la del hombre en la Tierra.

Su edad cósmica, en efecto, se calcula en 870 000 000 de años. Cuando nacieron, el Sol y la Tierra ya existían desde hacía mucho tiempo. Nuestro planeta ya había asistido al desarrollo de la vida, pero este gran movimiento aún no había abandonado el regazo maternal del océano.

Según la clasificación de Trumpler, las Híades constituyen un cúmulo de segunda categoría, al que el astrónomo otorgó la clasificación de 2 a para indicar que las estrellas más grandes, todavía en su primera juventud, son del tipo A. Teniendo en cuenta la edad, todas las estrellas de la clase B, y con más razón las de la clase O, ya han experimentado el cambio…

La leyenda de las Pléyades

Más allá de las Híades se encuentra Coma, o la Cabellera de Berenice, situada a 260 años luz. Este cúmulo, que cuenta trescientos millones de años, está clasificado dentro de la misma categoría de las Híades, con la sola diferencia de que la proporción de estrellas A es algo más elevada.

En tercera posición encontramos al famosísimo cúmulo de las Pléyades, cuya forma característica, al sur de la constelación de Orión, fue origen de numerosas leyendas, pues no hay duda de que las Pléyades constituyen la agrupación celeste más popular.

En todas las épocas el hombre observó estas estrellas curiosamente agrupadas. Presidían el comienzo de la jornada: hace cuatro mil años el equinoccio de primavera pasaba exactamente por las Pléyades. En otoño, salían al anochecer y así, entre los egipcios, noviembre fue llamado el «mes de las Pléyades». Los polinesios incluso dividieron el año en dos partes, «Matarii I Nia» y «Matarii I Raro»; o sea, «Pléyades encima» y «Pléyades debajo».

Seis estrellas dominan el grupo. Los griegos contaron siete y les dieron, como a las Híades, los nombres de las hijas de Atlas, que éste tuvo de Pleyonea: Taigeto, Merope, Alcyone, Celeno, Electra, Asterope y Maya. Afirmaban que la séptima desapareció durante la guerra de Troya. ¿Leyenda o variación de brillo, correspondiente a una evolución estelar natural? Obsérvese que, hace solamente tres siglos y según astrónomos dignos de crédito como Hevelius, Taigeto era más brillante que Maya, mientras que en la actualidad sucede lo contrario. En realidad, las personas dotadas de muy buena vista pueden distinguir en las Pléyades diez estrellas principales y, en ocasiones, catorce. Con unos buenos gemelos se descubren a docenas, mientras que los instrumentos astronómicos las señalan por centenares.

Las Pléyades están situadas a unos cuatrocientos años luz y constituyen un cúmulo joven, pues su edad se calcula en algunas decenas de millones de años tan sólo. Las Pléyades, pues, nacieron posiblemente cuando en la Tierra reinaban los reptiles gigantes, cuyos estúpidos ojos no descubrieron el más magnífico espectáculo que hubiera podido captar una cámara cósmica. Las estrellas de las Pléyades aún se encuentran en su totalidad en la etapa anterior al cambio. En realidad, se trata de un cúmulo de la categoría 1 b. No descubrimos entre ellas supergigantes rojas, hecho que los astrónomos interpretan considerando que al principio, el cúmulo no debió de contener estrellas de mucha masa.

Las Pléyades constituyen el cúmulo estelar que los astrónomos han estudiado con más apasionamiento. Y resulta característico que ya en el siglo XVIII, o sea, en una época en que las distancias estelares eran desconocidas, Mitchell se preguntase si esta reunión de estrellas era un simple efecto de perspectiva o, por el contrario, un verdadero universo dentro del Universo. Y el cálculo de probabilidades ya lo hacía inclinarse sin vacilar por la segunda hipótesis.

El propio Flammarion estudió la evolución de las Híades y las Pléyades, llegando a la conclusión de que se trataba de «soles asociados en un destino común». Vistas retrospectivamente, estas reflexiones aparecen proféticas en un momento en que el astrofísico trata de leer la historia del Universo en estos modelos reducidos que son los cúmulos estelares…

Pasado, presente y futuro

Más allá de las Pléyades, sólo se encuentran otros tres cúmulos: Praesepe, Messier 39 y Messier 7, que están a menos de 1000 años luz. Pero más allá, los instrumentos que escrutan la Galaxia descubren decenas de millares de cúmulos de todos los tipos. En ellos existe un enlace muy característico entre la serie principal y la rama de las gigantes. Algunos cúmulos presentan «agujeros». El astrofísico se halla en la situación del zoólogo que, al estudiar una colonia de ranas, comprobase que existen renacuajos e individuos adultos, pero no consiguiese descubrir ejemplares intermedios, a causa de la rapidez de la transformación.

Del mismo modo, si bien la serie principal suele representarse como un lugar geométrico de estados permanentes, el cambio de las estrellas debe considerarse como un fenómeno «transitorio» a la escala cósmica. Y parece realizarse en un período particularmente corto, cuando la masa es importante. Las estrellas pesadas, que evolucionan con rapidez durante su juventud, aún son mucho más rápidas en sus metamorfosis.

25. Diagramas estelares de tres cúmulos

En el caso del cúmulo extremadamente joven NGC 2362, el diagrama se confunde prácticamente con la secuencia principal. Se aparta un poco de ella en las Pléyades, cuya edad se calcula en decenas de millones de años, y la divergencia es profunda en un cúmulo viejo como M 67, en el que solamente las estrellas relativamente pequeñas no han experimentado el cambio. (Estos diagramas teóricos no toman en consideración la diferencia de composición de la pasta estelar, según la época en que nacieron las estrellas).

De este modo, el astrónomo contempla el pasado, el presente y el futuro de las estrellas a través de los cúmulos.

Hoy sabemos que un microcosmos como NGC 2264 reproduce a pequeña escala la génesis de las estrellas. Y el astrónomo descubre en NGC 2362 un ejemplo de cúmulos de formación recentísima.

En cambio, puede contemplar el futuro del Universo al dirigir su mirada a un cúmulo antiguo, como Messier 67. La edad de este curioso grupo, que parece un gorro frigio situado entre la Hidra y el Cáncer y visible a simple vista a pesar de su distancia (2700 años luz), se calcula en seis mil millones de años. Pero no es el decano; conocemos al viejísimo cúmulo NGC 752, relativamente próximo, pues se encuentra a 1300 años luz, para cuya edad los astrofísicos proponen cifras increíbles. En el caso de estos viejos cúmulos de categoría 3, la secuencia principal suele detenerse en las estrellas de tipo F. Son numerosas las estrellas que han experimentado el cambio y la «segunda vida» constituye la regla general.

Pero precisamente se plantea esta cuestión: ¿qué ocurre con las estrellas al llegar a su segunda vida?, ¿cuál es el destino que las espera? Estas preguntas, a decir verdad, nos llevarán a descubrir la prodigiosa alquimia celeste.

7

La alquimia celeste

Con diversas variantes, la actividad de una estrella joven se limita a una transmutación de su hidrógeno en helio. La conversión se hace con mucha rapidez en las estrellas grandes, hasta el punto de provocar con bastante prontitud su cambio en gigantes.

Al llegar a esta etapa, las reacciones termonucleares aún están alimentadas por la corona de hidrógeno que rodea al núcleo central.

Pero su espesor disminuye poco a poco y llegará de manera inevitable un momento en que la cantidad de hidrógeno ya no bastará para asegurar la actividad estelar.

El comienzo de una inmensa partida

Esto no quiere decir que la estrella haya llegado forzosamente al término de su vida.

No ha hecho más que vivir la fase inicial de una aventura, cuyas verdaderas dimensiones aparecerán ante nuestros ojos si consideramos que el número de elementos simples es de un centenar y, hasta aquel momento, sólo los dos primeros han representado un papel de importancia.

De cuando en cuando intervienen otros elementos. Partiendo del hidrógeno, el proceso de una síntesis del helio pasa a veces por el litio, el berilio, el boro, el carbono, el nitrógeno y el oxígeno (elementos 3, 4, 5, 6, 7 y 8). Y sabemos que los heliones nacidos de fusiones poseen enormes energías, que les permiten provocar ciertas reacciones nucleares. Sin embargo, la verdad es que con excepción del hidrógeno y del helio, los demás elementos son simples comparsas.

En el monopolio nuclear, este paso de la casilla 1 a la casilla 2 solamente exige una temperatura suficiente para que los protones puedan vencer la fuerza eléctrica. Entonces se inician reacciones que liberan energía capaz de asegurar su perpetuación.

Ésta era la «fórmula» de la estrella.

Al extinguirse la reacción termonuclear alimentada por el hidrógeno, se diría a primera vista que ya no existe estrella propiamente dicha. O, al menos, ya no existe estrella después de registrarse este fenómeno. En tal caso, nos encontraríamos en presencia de un «objeto gaseoso» para volver en cierto modo a la etapa de la preestrella, pero con la diferencia de que la composición sería distinta.

Sin embargo, la continuación es fácil de imaginar.

Desde que se incendió la estrella, la gravitación se tenía en jaque.

Al no existir factores antagónicos, hubiera acentuado la contracción de una estrella naciente mediante una implacable retroacción positiva. Esta contracción se interrumpió al desencadenarse reacciones termonucleares, cuya energía debía contrarrestar la gravitación. Se alcanzó entonces un equilibrio, hasta que al llegar el momento de la conversión en gigante, la fuerza nuclear hizo retroceder la gravitación. Pero semejante dilatación tensó en cierto modo el resorte de la gravitación, creando las condiciones que le permitieran pasar de nuevo al ataque con vigor renovado, cuando la savia nuclear mostrase tendencia a debilitarse.

Esto es precisamente lo que ocurre al final de un agotamiento relativo del hidrógeno.

Al poseer un núcleo de helio ya denso, la estrella se halla sometida a una nueva contracción gravitatoria, y puede afirmarse que inicia otra vida, pues se reproducen las condiciones exactas de un incendio estelar. Únicamente la materia prima es distinta. Antes era hidrógeno, pero ahora lo releva el helio.

Nuevas reacciones termonucleares

Como el hidrógeno, en efecto, el helio es una materia prima termonuclear, pues las consideraciones relativas a los protones pueden aplicarse a los heliones: si éstos son conducidos a distancias suficientemente pequeñas, se manifestará una fuerza de atracción entre las partículas que contienen. Y entonces se liberará una nueva energía, pues la fusión de heliones dará origen a núcleos mayores, o sea a elementos de una categoría más elevada.

Así descubrimos un proceso de carácter muy general, inaugurado con el hidrógeno. Y por esta noble causa, la fusión de dicho elemento en helio merecerá llamarse primera reacción nuclear.

Cronológicamente, no podía dejar de ser la primera en producirse en un Universo que al principio era hidrógeno. Pero teniendo en cuenta que su núcleo posee una carga eléctrica unitaria, el hidrógeno será además el elemento cuyas fusiones se realizan a las temperaturas más bajas. El núcleo de helio posee una carga doble. Así, se ejerce una fuerza de repulsión cuádruple entre dos heliones y se requieren 100 000 000 de grados para que pueda efectuarse la fusión.

Esta temperatura se conseguirá con la segunda ofensiva de la gravitación, pues la escala térmica de una estrella adulta ya no es la de una estrella joven. En ésta, la gravitación se ejerce sobre un gas frío, mientras que al principio de su segunda vida estelar, la acción gravitatoria se ejerce sobre masas de helio que ya están a 30 000 000 de grados. Es importante observar que, a igualdad de condiciones, la gravitación comunica al helio una temperatura más elevada que al hidrógeno.

Al caer en un campo gravitatorio, los cuerpos adquieren efectivamente velocidades independientes de su masa. Pero si se imparte una misma velocidad a un núcleo de helio y a un núcleo de hidrógeno, aquél, cuatro veces más pesado, adquiere una energía cuatro veces mayor, lo cual equivale a decir que la gravitación le confiere una temperatura cuatro veces más elevada.

Por último, no debemos olvidar que al encenderse una estrella, las reacciones termonucleares detienen la contracción y que ésta hubiera podido crear temperaturas mucho más elevadas.

Por estos motivos, la segunda vida de la estrella se inicia con unas temperaturas que, según las dimensiones del astro, pueden oscilar entre 50 000 000 y 200 000 000 de grados. Y que por lo tanto permiten otra serie de reacciones termonucleares alimentadas por heliones.

Con el pie en el estribo

Estas reacciones nos harán asistir al nacimiento de una nueva gama de elementos.

Si son necesarios 100 000 000 de grados para que dos heliones se unan en un núcleo de berilio, éste absorbe un nuevo helión, prácticamente a la nueva temperatura. Cuando el corazón de una estrella alcance 100 000 000 de grados, tres heliones se unirán, dando origen a un núcleo de carbono, reacción que liberará 7,6 MeV.

Y como en el caso de la fusión del hidrógeno, esta energía nuclear podrá asegurar el mantenimiento e incluso la elevación de la temperatura central. La gravitación ha sido de nuevo la chispa que ha encendido la estrella, que así inicia una nueva actividad.

Después del helio, el carbono será, pues, la segunda etapa del monopolio nuclear.

Esta etapa puede observarse en el cielo. En el espectro de las estrellas gigantes, los astrónomos señalan abundancia de carbono, y a veces se hallan concentraciones superficiales de este elemento excepcionalmente elevadas. Así se cambian los papeles y, de comparsa, el carbono se convierte en protagonista. Del elemento 2 hemos pasado al elemento 6, cuya forma normal es la de carbono 12 (el núcleo del cual posee seis protones y seis neutrones).

Pero esto aún no es más que el principio de la segunda vida. A continuación los acontecimientos pueden precipitarse, pues alrededor de los 120 000 000 de grados, el helión penetra en el núcleo del carbono para transformarlo en oxígeno. Y a una temperatura un poco más elevada, el propio oxígeno puede absorber un helión para transformarse en neón.

La cadena heliónica

La creación de elementos se prosigue, pues, de acuerdo con una ley muy sencilla, según la cual la absorción de un helión eleva en dos unidades el número atómico, mientras que el número de masa aumenta por su parte en cuatro unidades.

Este proceso favorece a los elementos pares que, a partir del helio, están en abrumadora mayoría en el Universo, especialmente en forma de isótopos, cuyo número de masa es múltiplo de cuatro.

Tabla II

Número de masa
Abundancia%

1. Hidrógeno

1

99,98

2 (1+1)

0,02

2. Helio

3 (2+1)

0,000 01

4 (2+2)*

99,999 99

3. Litio

6 (3+3)

7,4

7 (3+4)

92,6

4. Berilio

9 (4+5)

100

5. Boro

10 (5+5)

18,8

11 (5+6)

81,2

6. Carbono

12 (6+6)*

98,9

13 (6+7)

1,1

7. Nitrógeno

14 (7+7)

99,62

15 (7+8)

0,28

8. Oxígeno

16 (8+8)*

99,76

17 (8+9)

0,04

18 (8+10)

0,2

9. Flúor

19 (9+10)

100

10. Neón

20 (10+10)*

99,52

21 (10+11)

0,27

22 (10+12)

0,21

11. Sodio

23 (11+12)

100

12. Magnesio

24 (12+12)*

78,6

25 (12+13)

10,1

26 (12+14)

113

13. Aluminio

27 (13+14)

100

14. Silicio

28 (14+14)*

923

29 (14+15)

4,7

30 (15+15)

3

Los primeros elementos y sus isótopos

Este cuadro da la abundancia relativa de los diversos isótopos de cada uno de los quince primeros elementos. La Tierra tiene una composición sensiblemente distinta a la del Universo. Sin embargo, se admite que la abundancia relativa de isótopos es comparable, para un elemento determinado. Los asteriscos indican los núcleos heliónicos.

Al llegar aquí, vale la pena examinar la tabla II, que da la abundancia respectiva de cada isótopo en la Tierra, para los primeros elementos. Podemos pensar que corresponden a su abundancia respectiva en el Universo, que aún es muy joven, pues el hidrógeno es diez veces más abundante que todos los demás elementos reunidos[30]. O sea, que en promedio, el Universo apenas ha recorrido una fracción de su primera vida.

Dejando el hidrógeno al margen, es decir, teniendo únicamente en cuenta la «materia evolucionada», continúa siendo característico el hecho de que el helio también sea diez veces más abundante que todos los demás elementos juntos; por lo tanto, los elementos que intervienen en la segunda vida de una estrella sólo representan 1% en el Universo.

Pero al llegar a esta etapa, el «deslizamiento» es muy rápido y ya no se trata de basar los cálculos en un oxígeno que fuese diez veces menos abundante que el carbono y después en un neón diez veces menos abundante que el oxígeno. La situación adquiere un aspecto completamente distinto con el desarrollo de las reacciones nucleares y, más allá del helio, en realidad nos encontramos con un pelotón, encabezado por el oxígeno. El carbono viene después, por la sencilla razón de que se ha transformado casi todo en oxígeno, mientras que este elemento se convierte a su vez en neón.

Pero esto no significa el final del movimiento. Sin embargo, el neón constituye en cierto modo un seguro de paro, pues su núcleo es particularmente estable. Hay que rebasar la cifra de los 200 000 000 de grados para que absorba un helión. Se convierte entonces en magnesio, transformación que al parecer sólo puede realizarse en gran escala en el interior de estrellas de gran tamaño. Después, y a temperaturas cada vez más altas, aparecen los elementos siguientes, mientras el número de masa aumenta con regularidad.

Incluso podemos asistir a la fusión directa de dos núcleos de carbono, de la que nace un núcleo de magnesio, con liberación de 15 MeV. La velocidad de esta reacción crece muy de prisa con la temperatura: Cameron calcula que a 500 000 000 de grados, su duración media es solamente de diez millones de años.

Se comprenderá por lo que antecede que, con la fusión del hidrógeno, la materia estelar solamente puso el pie en el estribo nuclear, iniciando un notable proceso que se desarrollaría vertiginosamente en las gigantes, donde la función, si no crea el órgano, crea al menos el agente. Al mismo tiempo que se fabrican las materias primas de reacción que exigen temperaturas cada vez más elevadas, dichas temperaturas son creadas por la energía mayor, otorgada por la gravitación a núcleos más pesados.

Durante la primera vida de una estrella, solamente los heliones nacientes tenían las elevadas temperaturas que les permitían realizar reacciones nucleares. Durante la segunda vida, estas supertemperaturas serán la regla general.

Cuando efectuó el cambio, la estrella sufrió una impresionante dilatación. Continuará siendo una gigante e incluso una supergigante durante su segunda vida, a causa de las altas temperaturas centrales y de las presiones de radiación que crea. Con sus 20 masas solares, Antares por ejemplo, tiene un diámetro de 450 000 000 de km (el Sol tiene 1,4 y las estrellas jóvenes más grandes, menos de 10), lo que asigna al brillante luminar del Escorpión una densidad media cuatro mil veces menor que el aire.

Su antípoda celeste, Betelgeuse, es asimismo una supergigante con un diámetro superior a los 500 000 000 de km, o sea trescientas cincuenta veces el del Sol; si Betelgeuse ocupase el lugar de éste, englobaría la órbita de la Tierra e incluso la del planeta Marte.

El proceso neutrónico

Así, en el transcurso de su segunda vida, el mecanismo nuclear de las estrellas consiste en fusiones de heliones, que crean una gama de elementos privilegiados.

Pero no es el único proceso. Y al llegar aquí, se impone la observación. En el grupo de cabeza de los elementos evolucionados, que abundan en el Universo, al lado de la tríada oxígeno-carbono-neón, descubrimos efectivamente un elemento «impar»: el nitrógeno. Este elemento número 7 se inscribe fuera de la hilera heliónica; su síntesis solamente puede admitirse suponiendo la intervención de un núcleo más pequeño que el helión o invocando complejas transformaciones de grandes núcleos.

Efectivamente, un núcleo de nitrógeno puede crearse por penetración de un deuterón en un núcleo de carbono, proceso que se realizará a gran escala en las estrellas en las que el carbono existe en cantidades apreciables, mientras continúa la fusión de los protones.

Muy raramente el hidrógeno estará fuera de acción. Al acabar su juventud, las estrellas solamente han consumido una fracción de su capital inicial y el resto origina numerosas reacciones secundarias.

Pero tengamos en cuenta que el ciclo de Bethe ya nos ha permitido, a una temperatura relativamente baja, la reacción del hidrógeno con el carbono: un protón penetra en un núcleo de carbono 12 y lo transforma en carbono 13. A 100 000 000 de grados, el movimiento se generaliza y los protones pueden penetrar oxígeno y neón, mientras la velocidad de las reacciones aumenta con la temperatura. Así, el oxígeno 16 se transforma en oxígeno 17 y el neón 20 se convierte en un neón 21. Y estos recién llegados se ofrecen como cebo a los heliones. Pero, precisamente entonces, surge una situación nueva.

Al actuar sobre un núcleo de carbono 13, un helión da origen a un núcleo de oxígeno 16 y a un neutrón libre, reacción que libera 2,2 MeV. Del mismo modo, un núcleo de helio crea un neón 20 con el oxígeno 17, y un neutrón libre. Y el mismo proceso se efectúa con el neón 21, que se transforma en magnesio 24, con emisión de un neutrón.

Dicho con otras palabras: cuando los heliones chocan con determinados núcleos aparecen espontáneamente neutrones dentro del marco térmico de una segunda vida estelar. Y éste no es el único proceso neutrónico. Al chocar con protones muy rápidos, los núcleos ordinarios también se convierten en generadores de neutrones. La penetración depende de un límite de energía para cada especie; es particularmente bajo en el caso del nitrógeno 14 (6 MeV).

Los protones restantes se consumen entonces en bloque y resulta significativo que en el caso de algunas gigantes, los astrofísicos no hayan podido señalar trazas apreciables de hidrógeno.

Las condiciones estelares resultan entonces profundamente modificadas, y en las estrellas de temperatura elevada se dibuja una nueva aventura con la aparición de neutrones libres.

Los crisoles estelares

Estas estrellas se convertirán en verdaderos crisoles en los que, al margen de las fusiones, los neutrones provocan numerosas reacciones nucleares.

Se convertirán en una alquimia viviente.

Hubo un tiempo en el que, sin conocer apenas los elementos, el hombre trataba de efectuar temerarias transmutaciones. Quería transformar el plomo en oro, con el siguiente razonamiento: «Lo que la naturaleza hizo al principio, nosotros podemos rehacerlo igualmente, remontándonos al procedimiento que aquélla siguió. Tal como hacemos el pan, podemos hacer los metales». Los métodos preconizados nos parecen hoy pueriles y la alquimia ha merecido los más severos juicios. Según dijo Fourcroy: «Ocupó a muchos locos». Sin embargo, es significativo que Paracelso, Spinoza y Leibniz creyesen en la transmutación de los metales.

Efectivamente, lo que la naturaleza hizo al principio, el hombre puede rehacerlo, pero a condición de crear las condiciones requeridas. Los centenares de millones de grados necesarios para una verdadera alquimia, se obtienen hoy en los aceleradores de partículas. Pero estas temperaturas no pueden mantenerse normalmente en la Tierra, donde el plomo sigue siendo plomo, pues a su formación nuestro planeta recibió un cupo de elementos cuya fabricación ya se había realizado mucho tiempo antes, en el seno de las estrellas. El marco terrestre no convenía a la alquimia. Al pensar en ella, el hombre soñaba implícitamente en las estrellas, pues la alquimia constituyó la actividad estelar fundamental.

Hemos vivido ya sus primeras etapas. Las ocasiones se multiplicarán y las diferenciaciones alcanzarán un grado tal que hará ilusoria cualquier pretensión de análisis: habrá prácticamente tantas evoluciones como estrellas. Solamente los procesos pueden clasificarse. Caen dentro de los dos tipos fundamentales que las consideraciones precedentes nos han dejado entrever.

Los proyectiles cargados —protones, heliones o cualquier clase de núcleo— son la causa de los procesos llamados térmicos. Se les da este nombre porque estos proyectiles solamente pueden penetrar en los núcleos si se hallan animados de energías suficientes. Por este motivo, las reacciones dependen de la temperatura.

En cambio, los proyectiles neutros —en este caso los neutrones— no conocen ninguna barrera eléctrica. Por lo tanto, provocan reacciones que pueden desarrollarse a cualquier temperatura y que sintetizan numerosos elementos pesados. Este último proceso se desarrolla en gran escala cuando la corriente neutrónica es importante, caso en que se encuentran algunas gigantes.

En estas estrellas, mientras las reacciones termonucleares mantienen al astro en funcionamiento, los procesos neutrónicos efectúan una labor menos rentosa pero infinitamente más variada. Bajo sus auspicios, las estrellas producen prácticamente todos los elementos y el caso del tecnecio es muy característico al respecto…

La aventura del tecnecio

El tecnecio, o elemento 43, tuvo una historia muy curiosa para el químico. No existe en la Tierra, pues, por un capricho de la mecánica nuclear, no posee ningún isótopo estable. Por lo tanto, hubo que fabricarlo artificialmente. Perrier y Segré lo consiguieron en 1937, bombardeando el molibdeno con núcleos de deuterio. Así obtuvieron un metal bastante parecido al renio y al manganeso, cuyas propiedades respondían bien a las previsiones de Mendeleyev.

Actualmente, el tecnecio se aísla a partir de las pilas atómicas. Abunda en los residuos, en los que el tecnecio casi representa el 6% de su masa total. Se conocen 17 isótopos de este elemento. Y, como ya se preveía, son todos radiactivos: el más estable es el tecnecio 99, cuyo período alcanza doscientos diez mil años.

Por lo expuesto se comprenderá que la detección estelar del tecnecio constituye una prueba, pues si se encuentra este elemento en una estrella que tenga varios miles de millones de años o solamente unos cuantos centenares de millones, podremos estar seguros de que el propio astro lo ha fabricado.

Y precisamente los astrónomos han demostrado la existencia de una clase de estrellas, llamadas R-S, de las que existe un representante conocido en la constelación de Andrómeda, que poseen rayas del tecnecio de gran intensidad. Este descubrimiento se consideró como una prueba decisiva de la alquimia estelar.

La enana blanca

Sin embargo, la segunda vida de una estrella destaca un proceso cada vez más audaz, a medida que aumenta el peso de los elementos. Entonces, las fusiones exigen temperaturas cada vez más elevadas.

En caso de «avería» en el régimen estelar, la gravitación, desde luego, siempre está dispuesta a iniciar una nueva contracción, para hacer saltar la chispa que provocará el incendio, mientras confiere a los elementos unas temperaturas en aumento incesante.

Pero es inconcebible que este proceso continúe indefinidamente, pues las energías liberadas por las reacciones termonucleares se hacen cada vez más débiles. La disminución puede cifrarse. La unión de un helión con un carbono 12 libera 7,1 MeV, y si el oxígeno 16 formado absorbe por su parte un nuevo helión, solamente se obtienen 4,75 MeV con la creación de un neón 20. Este libera 9,35 MeV cuando un helión lo transforma en magnesio 24 y obtenemos 10 con la creación del silicio 28. Ésta es, pudiéramos decir, la secuencia de las grandes reacciones que se desarrollan en el seno de las estrellas gigantes. Las energías producidas son enormes.

Pero después del silicio, la situación cambia un poco: la aparición de azufre 32, de argón 36 y de potasio 40 bajo el efecto de nuevos heliones, libera a cada etapa menos de 7 MeV. Verdad es que a continuación, con el calcio 44, el titanio 48 y el cromo 52, las reacciones son de nuevo energéticas (de 9 a 10 MeV). En cambio, asistimos a un brusco descenso con el hierro 56 (7,66 MeV), el níquel 60 (7,06 MeV) y el cinc 64 (3,10 MeV). En este momento, suponiendo que fuesen posibles las reacciones de captación de heliones solamente liberarían pequeñas energías, mientras que la penetración en los núcleos exigiría temperaturas extremadamente elevadas.

En la etapa del azufre, las reacciones termonucleares ya exigen alrededor de 1000 millones de grados; para el hierro, se requieren… ¡3000 millones de grados!

Por lo tanto, en la gama del hierro se impone una pausa.

En realidad, las estrellas de dimensiones medianas, en que la gravitación no puede seguir el ciclo infernal de las temperaturas, hay posibilidades de conseguirlo antes. Por lo que a esto concierne, los astrofísicos se han visto obligados a atribuir un papel crítico al valor de 1,4 masas solares: por debajo de esta cifra, la contracción de la estrella resulta incapaz de desencadenar reacciones termonucleares «avanzadas» y la estrella se ve condenada a cesar en su actividad.

Aparece entonces una nueva fase de la evolución estelar. Con la extinción de las reacciones nucleares, la gravitación ya no encuentra contrapeso. Así, la retroacción positiva de la contracción vuelve a implantarse.

El destino de la estrella sería entonces el de una masa estelar, si la energía nuclear no hubiese existido. La actividad que provocó esta fuerza se nos presenta como un intermedio, que únicamente introdujo un elemento de retraso en una evolución ineluctable. A partir de entonces, la retroacción gravífica actúa plenamente y provocará una espantosa contracción del astro. Triturando átomos y plasma, crea una materia «degenerada», en la que núcleos y electrones están apretujados…

El efecto de bañera vuelve a intervenir en esta suprema contracción, durante la cual la rotación de la estrella podrá aumentar de nuevo hasta ser muy rápida, de manera que expulsará una fracción de su masa.

El final de este proceso será la aparición de una estrella «enana», de dimensiones reducidas y densidad considerable. Una enana muy conocida es el compañero de Sirio, apenas mayor que la Tierra, a pesar de que su masa es el 0,98 de la masa solar. Un centímetro cúbico de este astro tiene una masa de 1400 kg y debe de poseer un peso verdaderamente astronómico, teniendo en cuenta la intensidad considerable de la gravedad en la superficie de estos astros compactos. Por ejemplo, este compañero de Sirio representa unas cincuenta mil veces la gravedad terrestre. ¡Imagínese cuál puede ser la conjugación de estos dos factores!

Pero este astro no posee el récord. En 1962 y en el Observatorio de Monte Palomar, el astrónomo Willem J. Luyten, especialista en enanas, descubrió, a cosa de cien años luz del Sol, una enana de 0,24, de la masa solar, que solamente tenía 1700 km de diámetro, o sea un volumen cuatrocientas veinte veces menor que el de la Tierra, situación que confería al astro un peso de 187 toneladas por centímetro cúbico.

Estas enanas son blancas. Además de su enorme gravedad, estos astros deben a su extraordinaria densidad unas velocidades de escape elevadísimas.

De ello resulta que las masas atraídas por la estrella durante sus desplazamientos por el espacio, inciden en su superficie con energías considerables. La velocidad teórica de llegada es de 6600 km/s para el compañero de Sirio. Confiere a los protones una energía de 6 MeV, o sea una temperatura «individual» superior a los 45 000 millones de grados. Y en el caso de los núcleos de carbono o de oxígeno, las energías alcanzan 70 y 95 MeV, respectivamente. Mantienen los procesos nucleares en una delgada capa, de manera que la estrella se reduce a una película muy activa que rodea a una materia muerta.

Éste es el destino lógico de las estrellas, llamadas a terminar convertidas en enanas en etapas tanto menos avanzadas cuanto más pequeñas sean sus masas, pero a tiempo más largo.

Las dos vertientes

Las grandes estrellas pueden renovar muchas veces el ciclo de las reacciones termonucleares. Pero ¿hasta cuándo?

Cuanto más se avanza en la gama de los elementos pesados, menores son las energías creadas por las fusiones.

Peor aún: a partir de cierto límite, no solamente no se libera ya energía, sino que la propia creación de elementos más pesados exige energía, con el resultado de que el balance resulte negativo.

El fenómeno se explica por las reglas de la mecánica de las partículas.

Los elementos que constituyen un núcleo —protones y neutrones— están unidos por una fuerza nuclear atractiva de gran intensidad, que asegura la cohesión del núcleo. No obstante, ya hemos subrayado su carácter especial: esta energía nuclear cesa más allá de un radio de acción fortísimo y, por consiguiente, une tan sólo cada nucleón a sus vecinos. Se la puede comparar a una argamasa, cuya eficacia no aumenta con el tamaño del núcleo.

En cambio, cada protón se ve rechazado por todos los demás, originando una fuerza de disgregación que aumenta aproximadamente con el cuadrado del número de protones. Del helio al hierro, por lo tanto, ya resulta multiplicada por un coeficiente superior a 500. Si los pequeños núcleos se fusionan con liberación de energía, la estabilidad de los edificios nucleares pasa así por un, máximo, para los elementos de número atómico medio. Más allá de esto, la fabricación de núcleos muy grandes exige un gasto de energía para una estabilidad cada vez más precaria.

Estas consideraciones son actualmente muy clásicas. Sirven para explicar que, más allá de los núcleos medios, ya no se puede contar con las energías de fusión.

Las etapas sucesivas de una evolución estelar, por lo tanto, pueden compararse con la caída de un peñasco que rueda desde la cumbre de una montaña por la ladera, detenido por rellanos sucesivos, que hunde uno tras otro. Si el peñasco es pequeño, no llegará al fondo del valle, pues acabará su carrera en un rellano que no pueda hundir: ésta es la imagen de la enana blanca. Si su tamaño fuese más considerable, el peñasco llegaría con un movimiento continuado al fondo del valle: este caso correspondería al de una estrella cuyas reacciones termonucleares de fusión se detuviesen en la zona del hierro.

Esto permite plantearnos el siguiente problema: Si fuese de dimensiones muy considerables, ¿qué impediría al peñasco bajar una ladera a gran velocidad y adquirir la energía que le permitiese ascender por la vertiente opuesta? Semejante imagen equivale a admitir en las grandes estrellas la existencia de una síntesis sistemática de elementos muy pesados. Con partículas cargadas, semejante operación de ascenso es indudablemente muy difícil: los grandes núcleos oponen barreras eléctricas cada vez más elevadas. Pero ¿no podemos imaginarla mediante el proceso neutrónico?

La respuesta es afirmativa; estas perspectivas abrirán una nueva gama de actividades a ciertas estrellas.

La primera vida se desarrolló basándose en una transmutación del hidrógeno en helio, que aseguraba lo más esencial de la energía liberada. Los heliones rápidos daban lugar a reacciones secundarias, pero únicamente se trataba de una actividad marginal.

Durante la segunda vida, los heliones dominaban la escena, siendo los causantes de una serie de nuevas fusiones que producían carbono, oxígeno y neón. Y otra forma de actividad aparece entonces, con el proceso neutrónico. Este proceso conocerá un intenso desarrollo en las estrellas de elevada temperatura, donde las reacciones termonucleares originan importantes corrientes de neutrones, que crean a su vez cantidades apreciables de elementos pesados.

La escala nuclear

Los neutrones penetran fácilmente en los núcleos, aumentando así su número de masa. Al propio tiempo, elevan el número atómico. Consideremos por ejemplo al cadmio (elemento 48) que se presenta corrientemente en forma de cadmio 110, cuyo núcleo contiene 48 protones y 62 neutrones.

La llegada de un neutrón exterior cambia su estructura 48 + 62 en 48 + 63. Asistimos entonces a la aparición de un isótopo, el cadmio 111. Después, otros neutrones crean las estructuras 48 + 64, 48 + 65, 48 + 66; es decir, los cadmios 112, 113 y 114. Pero entonces se alcanza el límite de estabilidad. Y bajo el efecto de un nuevo neutrón, al cabo de dos días, la estructura 48 + 67 se convierte en 49 + 66: el cadmio se transmuta dando origen al elemento 49, o sea el indio.

En términos generales, un neutrón se transforma en protón con emisión de un electrón en los núcleos demasiado abundantes en neutrones. Este proceso constituye lo que los físicos llaman la radiactividad beta (la radiación beta está representada por los electrones). Crea una energía bastante débil (inferior a 1 MeV) y su velocidad se mide por el «período» del elemento y representa por definición el tiempo al cabo del cual el 50% de los núcleos habrán sufrido transmutación.

26. La escalera nuclear

Sometidos a una débil irradiación, los núcleos de una estrella caliente ascienden por la escalera nuclear según el proceso de las desintegraciones beta (emisión de electrones), dando origen a elementos estables de números atómicos crecientes.

Los peldaños que faltan pueden saltarse. No existe núcleo estable con 43 protones. Pero cuando se absorbe un neutrón, el molibdeno 98 (42 protones + 56 neutrones) se transmuta en tecnecio 99 (punto T: 43 protones + 56 neutrones), elemento radiactivo cuyo periodo rebasa doscientos mil años, y que antes de su desintegración, puede absorber un nuevo neutrón, transformándose entonces en tecnecio 100, que se transmutará a su vez en rutenio 100, estable. En su defecto, la desintegración beta del tecnecio 99 da el rutenio 99. Asimismo, si no existe núcleo estable que contenga 61 neutrones, el peldaño que falta puede franquearse de dos maneras. Debido a que el cadmio 109 (48 protones + 61 neutrones) tiene un período de 330 días, es necesaria una corriente neutrónica bastante intensa para un recorrido horizontal más allá del punto C. De lo contrario, el cadmio 109 absorbe un electrón (captura K) que lo transforma en plata 109.

Y el mismo proceso se repite para Z = 61 y N = 89.

El proceso r corresponde a un flujo neutrónico extremadamente intenso, que no deja tiempo a los núcleos para que adquieran la forma de isótopos estables.

Y el movimiento continúa. El indio 115 (49 + 66) es estable. El indio 116 no lo es: su estructura se transforma de 49 + 67 en 50 + 66; o sea, que asistimos a la aparición del estaño 116.

Así se crean elementos de números atómicos crecientes. Y según este mecanismo, asistiremos al ascenso por una verdadera escala nuclear.

Los rellanos mágicos

Semejante escala no es regular. Algunos peldaños, muy anchos, se franquean lentamente. Otros, más estrechos, se pasan casi de un salto.

Téngase en cuenta que algunos núcleos son más estables; ya hemos hablado del neón 20, que se forma con facilidad, pero cuya penetración exige proyectiles de gran energía. Y acaso nos intrigarán las aparentes fantasías a que se entregan las energías de fusión en la hilera del helio. ¿Cómo se comprende, pues, la estabilidad nuclear?

Solamente puede estudiarse cuando se conoce la estructura de los edificios nucleares. Es lícito preguntarse si los protones y neutrones se mueven desordenadamente en el núcleo, o bien se hallan sometidos a leyes, como los electrones en un átomo. ¿Y sabemos además si los núcleos dejan alguna autonomía a los heliones que absorben?

El secreto de toda la evolución cósmica reside en esta mecánica de los núcleos, cuyas leyes solamente se vislumbraron en época reciente.

Fueron los trabajos del profesor Jensen y de la señora Goeppert-Mayer —que obtuvieron en 1963 el premio Nobel de Física— los que descubrieron estos «números mágicos», que representan el papel de números-clave en las estructuras nucleares: 2, 8, 20, 28, 50, 82, 126. En la génesis de los elementos existe una magia aritmética, pues la mecánica de las partículas invita a ver factores de estabilidad en dichos números.

Un núcleo es estable cuando el número total de sus nucleones es mágico, como en el caso del neón 20 o el silicio 28.

Pero igualmente se alcanza una estabilidad si este carácter afecta a una categoría de nucleones; por ejemplo, si el número Z de protones (número atómico) es mágico. En la lista de los elementos que cumplen esta condición, observamos al oxígeno (Z = 8), el calcio (Z = 20), el estaño (Z = 50) y el plomo (Z = 82). Y resulta característico el hecho de que estos elementos presenten numerosos isótopos estables. El calcio posee seis, mientras que los elementos vecinos —el potasio y el escandio— tienen dos y uno, respectivamente. El estaño posee el récord con diez isótopos estables, mientras que el indio, que lo precede, tiene sólo uno.

Los elementos que poseen un número mágico de neutrones dan lugar a consideraciones análogas. Y se les puede atribuir una importancia particular, teniendo en cuenta el papel estelar que desempeñan los procesos neutrónicos. Así, descubriremos series muy características y en la gama de los núcleos dotados de 50 neutrones, hallaremos el estroncio 88, el itrio 89, el circonio 90. El bario 138 y el lantano 139 tienen 82 neutrones. El plomo 208 y el bismuto 209 tienen 126 neutrones.

Es muy significativo que se hayan identificado ciertas estrellas que contienen cantidades excepcionalmente elevadas de circonio (estrellas llamadas S). Incluso se conocen estrellas de bario. Es admisible que, en su marcha hacia los elementos pesados, los procesos neutrónicos se agotasen en cierto modo en dichos rellanos, que constituían para ellos a modo de seguros de paro. En realidad, al llegar a esta etapa, los factores de diferenciación se hacen muy numerosos: además de la masa de la estrella, su temperatura y la abundancia de elementos que la constituyen, hay que tener en cuenta su mezcla, regida por la rotación del astro. Y esta rotación es también la causante de un campo magnético que puede acelerar a los núcleos en la superficie. Así se provocarían reacciones termonucleares de un nuevo tipo, utilizando los materiales creados por las acciones neutrónicas…

El reino de los núcleos pesados

Pero ¿qué sucede si el impulso nuclear es tal que en una estrella grande el proceso neutrónico se desarrolla con intensidad creciente?

El último seguro de paro está constituido por el plomo 208 y el bismuto 209. El primero de estos elementos posee la particularidad de ser doblemente mágico, pues contiene simultáneamente un número mágico de protones y un número mágico de neutrones, lo que le confiere una importancia excepcional. En realidad, el plomo 208 es el último núcleo perfectamente estable.

Hay que tener en cuenta un nuevo factor, si observamos que el proceso neutrónico asciende por la pendiente nuclear: los grandes núcleos se fabrican a costa de la energía que almacenan.

Esta energía se gastará si se franquea la barrera del plomo y el bismuto. Más allá de ella, los núcleos son de tal tamaño, que su estabilidad ya no es posible; terminarán por desintegrarse, según el proceso llamado de la radiactividad alfa.

Sin duda resulta molesta la ambigüedad del término radiactividad. Esto es sin duda un recuerdo de los tiempos heroicos, en que aún no se conocía la mecánica nuclear y cuando los físicos se encontraban a menudo ante mezclas complejas, en las cuales aparecían ambos procesos.

27. Abundancia de los elementos en el Universo según Suess y Urey

La escala de las abundancias es logarítmica, siendo la del silicio, por definición, igual a 6. Debido a que el rodio (peso atómico[E2] 102,91) se encuentra al nivel cero, se puede sacar la conclusión de que el Universo contiene un átomo de rodio por 10⁶ átomos de silicio.

La flecha señala los núcleos que tienen un peso atómico mágico de 50 nucleones. Las Y corresponden a las gamas que abarcan núcleos que contienen un número mágico de neutrones (50, 82, 126).

Pero éstos actúan en sentido inverso. La radiactividad beta correspondía a la subida espontánea de un elemento. La radiactividad alfa, en cambio, es una recaída: los grandes núcleos se aligeran expulsando heliones (que constituyen los rayos alfa). El fenómeno es el simétrico del ciclo heliónico, en el que hemos visto cómo los núcleos ligeros absorben a los heliones. En realidad, convendría compararlo directamente con este proceso, teniendo en cuenta que estamos en la vertiente opuesta. Los núcleos ligeros liberan energía, adquiriendo nuevos heliones. Los núcleos gruesos la liberan perdiendo heliones, pérdida que es espontánea más allá del plomo.

Entonces, la pérdida de cada helión hace descender en cuatro unidades el número de masa, y el elemento retrocede dos peldaños en la escala nuclear, pues las velocidades de transmutación aún están caracterizadas por un «período». El proceso continuará hasta que el núcleo vuelva a trasponer la etapa de plomo-bismuto.

Como el péndulo que retrocede después de alcanzar su punto máximo de elevación, o como el peñasco que vuelve a caer hacia la pendiente desde la que se había elevado, con esta radiactividad alfa, verdadera antítesis de la fusión heliónica, asistimos a un retroceso.

Y la emisión de cada helión libera una energía comprendida generalmente entre 4 y 8 MeV, comparable a una reacción de fusión, a fin de que la estrella pueda encontrar aún recursos para una nueva actividad en sus elementos más pesados, conducidos progresivamente al nivel del plomo.

El proceso r

Estos elementos pesadísimos que el neutrón engendra más allá del plomo, se disgregan lentamente. Al menos así sucede hasta el elemento 92, o sea el uranio. En forma de uranio 238, su período es superior a los cuatro mil millones de años y tendrá tiempo de acumularse en cantidades considerables durante la vida de una gran estrella, para liberar muy lentamente la energía de su radiactividad.

Pero más allá, la situación cambia, pues la estabilidad disminuye muy aprisa. El período del curio 242 es solamente ciento sesenta y dos días. Y después habrá que contar en horas y hasta en minutos…

28. Del uranio al plomo

Representación de las diversas transmutaciones que hacen «recaer» un núcleo de uranio 238 al nivel del plomo 206.

Por lo visto, pues, el uranio señala el límite de los elementos pesadísimos creados por el proceso neutrónico y resultará característico que, pese a ser radiactivo, este elemento se haya considerado durante mucho tiempo como el último cuerpo natural.

Ésta es por lo menos la situación con el mecanismo neutrónico normal, siempre lento, y por esta razón los físicos lo designan por el nombre de proceso s (s = slow, lento). O bien podemos imaginar un proceso r o proceso rápido, en el que se planteará una situación distinta: la absorción de neutrones por los núcleos se producirá en condiciones que no les permitirán ascender tranquilamente por la escala cósmica, según el mecanismo normal de la transmutación beta. Si los neutrones llegan a un ritmo acelerado[31], los núcleos sufrirán verdaderas indigestiones de neutrones. Por ejemplo, el niobio (elemento 41), que es estable con 52 neutrones, absorberá hasta 82 (número mágico) y solamente se transmutará al recibir el siguiente, con el que el número será 83. Los neutrones sucesivos lo transformarán en molibdeno (Z = 42), después en tecnecio (Z = 43) y así sucesivamente, sin que aumente el número de neutrones. Este proceso le obliga a ascender no una escalera, sino una verdadera escala vertical. Después de largos rellanos horizontales, los elementos desembocan bruscamente en niveles mucho más elevados, mientras que en el proceso s se ascendía la escalera cósmica peldaño a peldaño.

Pero en la etapa de los elementos transuranianos, el proceso r cambia profundamente las cosas, pues hace que los núcleos quemen la gama de los elementos radiactivos que constituían una como válvula natural después del plomo. Transforma al uranio 238 en uranio 254 que, a su vez, se convertirá en californio 254: esto ha sido comprobado experimentalmente, por así decir, pues el doctor Fowler, en noviembre de 1952, señaló la presencia de californio en las cenizas de una bomba H. Este descubrimiento quizá fue la mayor aportación científica de las experiencias atómicas.

Y con el californio aparece un fenómeno enteramente, nuevo: el núcleo alcanza un grado tal de inestabilidad, que presenta la propiedad de ser fisionable espontáneamente.

Estalla el polvorín

Así con el californio, el proceso r desemboca en otro medio de destrucción de los núcleos, infinitamente más brutal, dando un final completamente distinto a la tercera vida de la estrella, dominada por el neutrón.

Los técnicos ya están familiarizados con esta desintegración de los núcleos, o fisión. La explotan desde hace un cuarto de siglo, después de conquistar la energía nuclear siguiendo un orden inverso al de la naturaleza. Durante la etapa del Universo primitivo, ésta se hallaba condenada exclusivamente a las reacciones termonucleares. Pero en el marco terrestre, la creación de temperaturas estelares no es empresa fácil. La fisión, en cambio, ofrecía posibilidades de explotación práctica con el uranio, metal radiactivo y a la vez fisionable mediante reacciones en cadena.

La fisión del uranio 235 en una pila o una bomba se desencadena siempre mediante el impacto de neutrones, dando origen a «productos de la fisión» (o sea núcleos medianos) y a neutrones secundarios, capaces de chocar también con nuevos núcleos.

Pero con independencia de la fisión provocada, algunos elementos transuranianos se caracterizan por la fisión espontánea que es, como la radiactividad, una forma de autodestrucción de los elementos pesados, pero incomparablemente más enérgica. Cada fisión libera 200 MeV; o sea, treinta veces más que con una emisión alfa. Esto se debe al hecho de que una fisión disminuye directamente en cien unidades el número de masa: ya no se trata de hacer descender dos peldaños a un elemento, sino de lanzarlo al pie de la escala, al hallarse liberada de golpe la totalidad de la energía acumulada durante el ascenso.

Singularmente enérgica, la fisión espontánea es al propio tiempo un fenómeno de una extremada brutalidad. Podemos evocar un período para medir la velocidad del proceso, como hemos hecho con los elementos radiactivos, considerando el tiempo que tardará en fisionarse el 50% de los núcleos. Así, veremos que el californio 254 tiene solamente un período de cincuenta y cinco días. Y con el fermio 256, el período es de tres horas.

29. Energía irradiada en neutrinos

El Sol —cuya energía total se toma por unidad— solamente evacúa por sus neutrinos el 2% de la misma. La proporción es más elevada en las estrellas más calientes, donde la energía irradiada en forma de neutrinos puede alcanzar cifras gigantescas, a temperaturas elevadísimas.

Lo que equivale a decir que con estos elementos espontáneamente fisionables, el proceso neutrónico rápido encuentra una salida espectacular. Cuando aparezcan, el californio y el fermio estallarán, creando neutrones que los elementos pesados podrán absorber para convertirse en californio y liberando al propio tiempo una energía capaz de acelerar el conjunto de los procesos neutrónicos. Nos hallamos entonces ante una retroacción positiva que rige el proceso energético y esto por primera vez: todas las reacciones nucleares de las estrellas, en efecto, habían tropezado con reacciones negativas en las diversas etapas, reacciones creadoras de equilibrio.

Con esta retroacción positiva, el aumento de la potencia creada en el seno de la estrella instaura una situación que tiene por consecuencia aumentarla aún más. Esto desemboca en la explosión, pues la radiación acabará por desintegrar a la estrella, que se convertirá en una verdadera bomba celeste. Su funcionamiento se hace fundamentalmente distinto: cuando la temperatura se cifra en miles de millones de grados, la parte más importante de la energía estelar se evacúa a través de los neutrinos, como ha demostrado Hong See Chiu, físico de la NASA. ¡O sea que un telescopio de neutrinos descubriría un brillo aún más impresionante en el astro que el que proporciona su luz visible!

Pero la estrella pronto cesará de existir y escupirá desordenadamente su materia al espacio. Ésta es la razón de su trágico fin: mientras la mayoría de las estrellas acaban su carrera convertidas en enanas blancas, a causa de una avería de alimentación en el ascenso por la escala de los elementos pesados, o a consecuencia de un repliegue tras la intervención de la radiactividad alfa, las estrellas que llegan al término de la escala pagarán con su vida la fabricación del californio, fruto prohibido del árbol nuclear…

8

La fábrica galáctica

Así, pues, las estrellas macizas envejecen más de prisa, llegan con más rapidez al término de su vida, que puede tener dos desenlaces fundamentales.

Toda la actividad estelar no es más que un combate entre la fuerza de gravedad, que tiende a contraer al astro, y la energía nuclear, factor expansivo y que vence reiteradamente el freno de la gravitación.

En el caso de la enana blanca, asistimos a un triunfo gradual de la fuerza de gravedad, que contrae la materia estelar hasta que las partículas están casi contiguas y ninguna reacción nuclear es ya posible en el seno del astro, convertido en la tumba de los elementos pesados que él mismo fabricó y de los que no se beneficia el Universo. En la evolución de la materia, esta vía conduce a un callejón sin salida.

En cambio, la estrella tendrá una muerte violenta si sus reacciones nucleares se aceleran, rompiendo el freno de la gravitación y provocando la desintegración del astro. Semejante proceso explosivo significa el término de su vida para el astro, pero la materia que desparrama no se pierde para el Universo. Por el contrario, se dispersa en el espacio, donde vuelve a inyectarse en forma de una nueva semilla.

Pero ¿a qué ritmo estallan las estrellas? ¿Las ven los astrónomos?

Mucho antes de que se hubiesen analizado los mecanismos nucleares —que aún distan mucho de comprenderse totalmente, pues hay que tener en cuenta los sutiles arcanos y variantes de los procesos neutrónicos— los astrónomos ya habían observado que algunas estrellas presentan un sorprendente carácter explosivo. Junto a las «novas» —estrellas variables en las que el cibernético descubre hoy oscilaciones de relajación— estaba representada una clase extraordinaria de estrellas: las supernovas.

Este nombre se dio a unas estrellas cuyo brillo aumenta en un plazo brevísimo, hasta alcanzar proporciones colosales. La variación representa a veces más de 20 magnitudes; o sea, que la luminosidad del astro se halla multiplicada por un factor de mil millones. Ésta es la manifestación exterior de la retroacción positiva, que transforma en bomba un reactor estelar. Durante los días que siguen a su ingreso en el orden de las supernovas, una estrella puede liberar más energía que en diez millones de años de funcionamiento regular. La presión de radiación creada por semejante explosión representa un fantástico huracán que sopla a miles o a decenas de miles de kilómetros por segundo, desparramando la materia de la estrella.

Supernovas célebres

Tres de las supernovas observadas durante el último milenio en nuestra Galaxia son célebres.

Una de ellas fue vista en el año 1054. Este hecho fue comunicado por el astrónomo sueco K. Lundmark, quien descubrió el relato en unos anales chinos que se remontaban a principios del siglo XIII y referían antiguas efemérides terrestres. El 4 de julio de dicho año 1054, apareció una estrella de un brillo extraordinario, «a muchas pulgadas al sudeste de Tien Kuan», nombre que corresponde a la estrella Zeta de la constelación de Taurus. Durante muchas semanas, su brillo la hizo comparable al planeta Júpiter, para ir disminuyendo paulatinamente, cesando de ser visible dos años después.

Pero lo extraordinario es que su emplazamiento esté señalado hoy por una formación muy característica a la que Messier, pese a no poder establecer ninguna relación, dio el número 1 en su censo, del que en el siglo XVIII nació el primer catálogo de los objetos celestes: unos espesos filamentos parecidos a patas parecían partir de una bola central, aspecto que hizo atribuir a esta formación Messier 1 el nombre ya clásico de «nebulosa del Cangrejo».

Se encontraba en la misma región donde se vio la extraordinaria estrella de 1054. Podemos estar seguros de que no se trata de una coincidencia, pues los medios modernos han permitido el estudio sistemático de esta formación: con su diámetro de 6 años luz, está localizada en nuestra Galaxia, a unos 5000 años luz del Sol.

Ahora bien: los radioastrónomos han demostrado que de esta región del cielo procede una emisión de una gran intensidad. Después de paciente estudio, resultó que era causada, como la radiación visible al parecer, por una «radiación sincrotón» de electrones que se desplazaban a gran velocidad en un campo magnético. La expansión de la nebulosa del Cangrejo quedó así demostrada y se pudo calcular la velocidad de fuga a partir del «punto central». Esta velocidad permitió situar el principio del proceso hacia el año 1050. Ya no era posible ninguna duda: tal como hoy la vemos, la nebulosa del Cangrejo es el espectáculo que ofrece una supernova nueve siglos después de su explosión; la pequeña estrella de 16.a magnitud que se ve en el centro de la formación, es probablemente el residuo de la estrella original.

Tendremos una idea de la importancia de este cataclismo observando que únicamente la nebulosa del Cangrejo proporciona en la actualidad el 10% de la radiación cósmica de elevada energía —radiación gamma— que recibe la Tierra: las mediciones hechas por el satélite-observatorio Explorer XI fueron muy elocuentes (370 fotones por segundo y por metro cuadrado procedentes de la nebulosa del Cangrejo; en cambio, 120 de Casiopea A, 100 del Sol, 35 de Andrómeda y 12 del centro de nuestra Galaxia).

Esto no quiere decir, naturalmente, que la explosión «acaeciera» en 1054. Por esta época fue vista desde la Tierra. La verdadera, explosión se registró cuando en Egipto reinaban los primeros faraones. Pero el retroceso en el tiempo fue el mismo para todas las etapas de un proceso que hoy nada nos impide reconstruir.

Se supone que en el momento de su explosión, la supernova de 1054 apareció desde la Tierra como una estrella de magnitud aparente igual a −2. Teniendo en cuenta su distancia, esto equivale a una magnitud absoluta de −13, o sea un brillo catorce millones de veces superior al de nuestro Sol.

Pero con esto no se alcanza el límite, ni mucho menos. La estrella de 1054 se considera hoy como una supernova pequeña, que fue ampliamente superada por la de 1572.

Una extraordinaria supernova, en efecto, apareció en el cielo pocas semanas después del día de San Bartolomé. Era tan brillante, que se la podía ver en pleno mediodía. Fue observada por Tycho Brahe: el famoso astrónomo danés dijo que sobrepasaba el brillo de Venus, lo que le atribuía una magnitud aparente de −5. Sus restos no han podido ser localizados, por lo que resulta imposible conocer su distancia. Sin embargo, se supone que ésta era muy grande y así, la magnitud absoluta de esta supernova de 1572 hubiera podido alcanzar −16. La variación de su brillo pudo reconstruirse basándose en las observaciones y revela una fluctuación de dos magnitudes cada cinco meses.

Poco después, en octubre de 1604, apareció otra supernova en la constelación de Ofiuco, que tuvo al gran Kepler como testigo. La disminución de luminosidad era la misma y los astrónomos modernos han descubierto una nebulosa, que sería para esta supernova lo mismo que la del Cangrejo fue para la supernova de 1054.

Por lo tanto, desde mediados del siglo XI, han aparecido tres supernovas en nuestra Galaxia. Analizando las crónicas chinas, los astrónomos han tratado de ir aún más allá y otras tres supernovas parecen haberse registrado en 185, 369 y 1006. Las radiofuentes correspondientes a los residuos de las dos primeras han sido identificadas por Chklovsky: la supernova del año 369 estaría situada en Casiopea A, precisamente en el lugar donde el Explorer XI señaló una fuente cósmica intensa, que venía inmediatamente después de la nebulosa del Cangrejo.

Docenas de casos

El hecho de que solamente se hayan observado algunas supernovas en nuestra Galaxia, demuestra la rareza del fenómeno. Estos casos constituyen una base insuficiente para un estudio, tanto más cuanto que solamente los conocemos a través de algunos relatos.

Pero la astronomía moderna descubre supernovas en todo el Universo, al explorar el conjunto de las galaxias. Desde el Observatorio de Monte Palomar, Zwicky inició en 1936 una búsqueda sistemática de supernovas, utilizando un telescopio gran angular que permitía observar amplias zonas del espacio. Posteriormente, se dispuso de medios mucho más perfeccionados que permitieron que en 1962 se descubriese una supernova al mes. Estos astros presentan la ventaja de ser visibles desde muy lejos, pues su brillo puede ser miles de millones de veces superior al del Sol. Por lo tanto, la presencia de una supernova en una galaxia modifica sensiblemente su aspecto.

Semejante descubrimiento ofrece un gran interés teórico. Pone de relieve la generalidad del proceso explosivo de ciertas estrellas y demuestra una similitud en la evolución de la materia en el corazón de las diversas galaxias, lo que nos parece lógico pues la misma materia se vio sujeta a una misma cibernética.

Por lo demás, la observación de las supernovas permite realizar estudios estadísticos y revela la existencia de varios procesos, que permiten clasificar sumariamente a las supernovas en dos tipos.

Así, la magnitud absoluta de las supernovas llamadas de tipo II se halla comprendida entre −12 y −16 y el máximo es extraordinariamente agudo. En cambio, es ancho para las supernovas de tipo I, cuya magnitud oscila entre −16 y −18; a una distancia de un año luz, una estrella de este tipo tendría el brillo del Sol.

El estudio de estas supernovas permite trazar curvas de variación de brillo, que revisten gran importancia. El aumento de brillo es extraordinariamente brusco: es preciso comprender que vemos únicamente a las supernovas en el momento en que una retroacción positiva de aceleración nuclear alcanza la etapa explosiva. Se rompe entonces la reacción en cadena, y la disminución de brillo, según se ha podido comprobar, obedece a la ley revelada por la supernova de 1572.

Ahora bien, una variación de dos magnitudes en cinco meses corresponde sensiblemente a una reducción a la mitad del brillo en cincuenta y cinco días, o sea una duración igual al período del californio.

Una reinyección de materia

Tres siglos parecen ser un orden de magnitud para la frecuencia de las supernovas en una galaxia. Desde su formación, por lo tanto, nuestra Galaxia debe de haber presenciado la explosión de 30 000 000 de supernovas: treinta millones de veces, la materia de una estrella ha sido dispersada por el espacio cósmico. El total de esta suma resulta impresionante, teniendo en cuenta que las supernovas son estrellas macizas.

Esta reinyección es excepcionalmente importante por su aspecto cualitativo. La materia dispersada por una supernova, en efecto, no tiene la misma composición que la galaxia original. Una estrella amarilla es un brasero de hidrógeno. Al término de un proceso neutrónico acelerado, contiene una proyección elevada de grandes núcleos. Por lo tanto, las supernovas desparraman por el espacio elevadas cantidades de elementos pesados.

Este fenómeno modifica la materia esparcida por la galaxia que aún no se ha condensado en estrella.

Al principio era el hidrógeno. Su composición cambiará poco a poco: el hidrógeno libre será cada vez menos importante puesto que se condensará en estrellas, mientras que los productos pesados se crearán según un proceso acumulativo.

El hidrógeno será constantemente y con gran ventaja el elemento principal. Tenga en cuenta el lector que las «reservas» de una galaxia media son considerables, pues se las puede calcular en unos 100 000 millones de estrellas. Y según hemos observado, nuestro Universo todavía es muy joven; solamente una fracción de su hidrógeno inicial ha sido consumida. Así, debemos considerar que, gracias al fenómeno supernova, el hidrógeno se «enriquece» solamente en elementos pesados. Pero este hecho es en sí muy importante: este hidrógeno enriquecido proporciona la materia de la que nacerán las nuevas estrellas.

A la manera de los seres vivientes, que se alimentarán de la carne de los otros —el animal podrá ascender hasta funciones superiores, utilizando los compuestos energéticos elaborados por los vegetales—, comprobamos que la substancia cósmica puede pasar por muchas estrellas y al ser rechazada al cosmos, ofrecerse como materia prima superior para nuevos astros…

Un nuevo factor de diferenciación

Después de muchos miles de millones de años, la materia libre de una galaxia estará representada, pues, por un hidrógeno cargado de elementos pesados.

El hecho de que el hidrógeno domine significa que la estrella nacida de esta nueva substancia cósmica volverá a pasar por las mismas etapas que un astro de primera generación. Del mismo modo como en las estrellas de hidrógeno puro, podremos hablar de una juventud durante la cual este elemento se convierte lentamente en helio. En este momento, las temperaturas son modestas —de 10 000 000 a 30 000 000 de grados para la mayoría de estrellas— y, como sabemos, bajo estos niveles térmicos los núcleos pesados no pueden actuar en gran escala. Sin embargo, absorben las partículas nacientes y su presencia en la atmósfera de la estrella modifica ligeramente su color. El cielo actual, en el que se observan estrellas nacidas a diferentes edades de la Galaxia, es buena prueba de ello. Sus puntos representativos no siempre, están perfectamente alineados, en el diagrama de Hertzsprung-Russell. Así, la línea teórica que debería representar la serie principal es borrosa: a luminosidad igual, las estrellas más antiguas parecen ligeramente más azules.

30. El cúmulo globular de Hércules

La flecha indica la posición de un cúmulo globular particularmente célebre en la constelación de Hércules, cuya edad se calcula en cinco mil millones de años.

Más adelante, los elementos pesados desempeñan un papel directo en ciertas fases de la evolución estelar.

Al margen de la diferenciación fundamental, que tenía en cuenta a las estrellas formadas de la misma substancia y a las que su diferencia de masa solamente confería una luminosidad más o menos fuerte y un envejecimiento más o menos rápido, descubriremos un nuevo parámetro de diferenciación, que se refiere a la propia composición de la materia estelar.

Las dos poblaciones

Estas reflexiones se desprenden de las observaciones efectuadas por Baade. Al fotografiar la nebulosa de Andrómeda con placas sensibles al rojo durante el invierno 1941-1942, el astrónomo quedó sorprendido ante la diferencia de aspecto que tenían por una parte las estrellas que constituían los brazos de la galaxia, y por otra las que se encontraban en el centro y las regiones comprendidas entre los brazos. Así, Baade pronto supo distinguir dos tipos de población, hecho que constituía una lección importante.

En nuestra Galaxia, los astrónomos tuvieron que contentarse con observar las estrellas próximas al Sol y pensaron que éstas ofrecerían una muestra representativa del Universo. Pero la comparación con otras regiones desmiente esta presunción. A igualdad de edad, surgen diferencias manifiestas de composición en algunas estrellas de la misma masa.

31. Diagramas comparados de las cinco generaciones estelares

Como las estrellas más antiguas tienen atmósferas más pobres en metales, aparecen más azules, de manera que los diagramas color-luminosidad de las cinco generaciones estelares de nuestro Universo no coinciden: a cada una de ellas corresponde una pista. La generación 1 está simbolizada por el viejísimo cúmulo M 67 (diez mil millones de años) y la pista que representa a la generación 2 está figurada por el diagrama de M 3 (seis mil millones de años). Por lo que respecta a las generaciones 3 y 4, solamente se ha representado la parte inferior de las pistas.

La línea punteada horizontal, al nivel de una masa solar, explica las diferencias de coloración que puede sufrir, según su origen, una estrella que tenga la misma luminosidad que el Sol.

De aquí surgió la nueva idea de «población». Los astrónomos afirman que las estrellas próximas al Sol, que son las que se estudiaron desde más antiguo, representan una «población I». Y las de características diferentes se hallan comprendidas en una «población II», constituyendo principalmente los cúmulos globulares.

Con este nombre de cúmulos globulares, el astrónomo designa prodigiosos enjambres esféricos que observa a distancias comprendidas entre los 1000 y los 200 000 años luz y compuestos de un número incalculable de estrellas, que pueden ir desde decenas a centenares de miles. El cúmulo globular de Hércules es uno de los más célebres: se trata de una gigantesca agrupación esférica visible a simple vista en la constelación del mismo nombre. Mejor dicho, el observador ve una mancha brillante, que ofrece el aspecto de una estrella de 4.a magnitud, siendo necesario un instrumento potente para distinguir el cúmulo. Entonces aparece una prodigiosa concentración de estrellas. De manera general, la riqueza de un cúmulo se halla directamente relacionada con su edad.

Los cúmulos globulares, en efecto, nacieron en unos tiempos en que el espacio contenía grandes cantidades de gas libre que se reunieron en capas, que a su vez originaron estrellas, y entonces el cúmulo globular nos aparecerá como la escala intermedia de condensación entre galaxia y estrella. Por su masa, además, un cúmulo globular es aproximadamente a una galaxia lo que una estrella es para el cúmulo. Así, cuando se organizó, la Galaxia dio origen a numerosos cúmulos globulares que contenían su materia primitiva, por lo tanto la población II será la más antigua.

La población I, en cambio, corresponde a una época más reciente, cuando la Galaxia ya estaba organizada y su hidrógeno enriquecido con elementos pesados.

Los cúmulos originados en esta época resultaron mucho más pobres y además su localización fue diferente. Podemos considerar que al principio la materia de nuestra Galaxia primitiva ocupaba una esfera de grandes dimensiones, en la que nacieron los cúmulos globulares y donde se fijaron sus órbitas. Así se explica que hoy se vean fuera de las fronteras actuales de nuestra Galaxia. Pero estas fronteras ya estaban prácticamente delimitadas cuando nacieron los cúmulos llamados de población I y que hoy se encuentran totalmente en el propio interior de la Galaxia y que, por este motivo, reciben el nombre de cúmulos galácticos.

Precisamente la materia de la región donde se encuentra el Sol se halla entroncada ampliamente con la población I.

La observación de las estrellas de población II demuestra que la proporción de metales depende de su edad: esto es lógico, pues dichas estrellas fabrican sus elementos pesados. En cambio, no existe al parecer ninguna relación con las estrellas de la población I que al principio se beneficiaron de unas reservas más o menos importantes de elementos pesados, según la composición de su substancia.

La población II se observa casi «en estado puro» en formaciones antiquísimas, como EGC 188 o la galaxia enana del Dragón: todas sus estrellas tienen un largo pasado y las más pesadas experimentaron el cambio hace mucho tiempo, o sea que no se señalan en ellas estrellas azules.

En cambio, la presencia de estrellas azules indica al astrónomo que se encuentra ante una población I, porque las estrellas azules tienen una juventud breve, lo cual indica que aparecieron en una época relativamente reciente, a partir de una materia enriquecida.

Cinco generaciones…

Por lo tanto, los modelos de estrellas actuales deben tener en cuenta la época del nacimiento, que determinó la composición del astro.

No hay duda de que un simple reparto de las estrellas en dos poblaciones es una caricatura; los astrónomos se han dejado llevar por casos extremos, al hacer esta clasificación sumaria.

Por consiguiente, Parenago propuso en 1950 una clasificación más precisa, y en 1957 la Unión Astronómica Internacional dividió a las estrellas en cinco «generaciones», correspondientes a otras tantas etapas en el enriquecimiento de la materia galáctica. Según esta división, el Sol parece ser una estrella de tercera generación.

Este nuevo factor acaba la dispersión estelar. Si tenemos en cuenta la extremada sensibilidad de algunas reacciones nucleares, tendremos que admitir que mínimas diferencias en la composición inicial de la estrella o en la mezcla de su substancia (influencia de la rotación), podrán traducirse por opciones muy diferentes. En condiciones críticas, los procesos nucleares ascenderán vertiginosamente. Así, se observarán casos notables: conocemos estrellas de litio o de fósforo…

Las vías abiertas a la evolución de una estrella son innumerables, como lo serán las que en la Tierra se ofrecerán a la gran aventura biológica.

Las emanaciones de las estrellas

La restitución a su galaxia de la materia estelar debe colocarse en un marco más general: las corrientes de intercambio entre las estrellas y el medio ambiente revisten diversos aspectos.

Durante su formación y quizás en el transcurso de ciertos cambios de régimen, las estrellas expulsan «mecánicamente» una parte de su materia. Esta eyaculación centrífuga puede alcanzar proporciones considerables, cuando la rotación es rápida.

El factor de eyaculación es nuclear en la supernova y reviste una amplitud anormal, que llega hasta la destrucción de la propia estrella.

Pero con independencia de estos procesos brutales, que acaecen en el nacimiento o la destrucción de una estrella, se producen emisiones de intensidad muy diversa, durante una vida estelar normal.

Podemos decir, en efecto, que las estrellas en funcionamiento se evaporan e incluso parecen estar literalmente en ebullición: es el caso de la radiofuente 82, cuyas imágenes fueron obtenidas por Sandage.

Y los astros en calma no puede considerarse que vivan en una completa autarquía. Todas las estrellas están rodeadas de atmósferas que pueden extenderse hasta distancias considerables. Sabemos en particular que las gigantes tienen campos gravitatorios muy débiles, que les valen atmósferas dilatadísimas: en 500 000 km, la densidad puede disminuir solamente a la mitad, lo que crea unas condiciones propicias para las emisiones.

Y las estrellas de la serie principal, como nuestro Sol, lanzan vaharadas de materia. Los aparatos interplanetarios han señalado la presencia de numerosos «vientos» solares entre 100 000 000 y 150 000 000 de km, unos permanentes y lentos (de 300 a 1500 km/s), y otros irregulares y rápidos, que proyectan al espacio una materia liberada de la atracción solar.

Según los fenómenos que se desarrollan en la estrella, las eyaculaciones se producirán, en la práctica, bajo energías muy variables. A veces el astro se comporta como un potente acelerador y confiere una energía gigantesca a una pequeñísima cantidad de materia, que constituirá los «rayos cósmicos».

Esta denominación consagrada por el uso es poco afortunada, pues durante mucho tiempo ha creado confusión en las ideas. Se remonta a la época en que los físicos no comprendían las extraordinarias excitaciones de que era objeto nuestra Tierra y por consiguiente las atribuyeron a una misteriosa radiación procedente del espacio.

En realidad, los rayos cósmicos consisten en una materia ordinaria (núcleos y electrones) a la que los campos electromagnéticos confieren aceleraciones considerables, con creación de ondas que constituyen los rayos gamma. Ya hemos expuesto un ejemplo grandioso de este proceso con el fenómeno supernova, pues los restos de éstas estrellas figuran hoy entre las fuentes más intensas que puede revelar un gamma-telescopio.

Las energías pueden cifrarse en miles de millones e incluso en billones de electronvoltios, lo que explica los fenómenos complejos que se desarrollan cuando los núcleos tropiezan con una materia. Esto es especialmente lo que ocurre en la alta atmósfera, donde el análisis de estos fenómenos dio ocasión al físico de descubrir el prodigioso mundo de las partículas elementales, a través de cascadas de transformaciones.

En la era espacial, es posible realizar un estudio antes de que se produzcan interacciones con el medio ambiente terrestre. Los satélites analizan la radiación cósmica «primaria» y comparan las muestras de los núcleos con la supuesta composición del Universo.

En su conjunto, existe una notable concordancia: Como el Universo, los rayos cósmicos están formados en su mayor parte de protones y heliones. Todos los demás elementos restantes no representan ni siquiera 1%. Pero surgen diferencias de detalle: los elementos ligeros son un poco menos abundantes en los rayos cósmicos que en el Universo, mientras que los núcleos más pesados que el oxígeno abundan más. Por otra parte, la tríada litio-berilio-boro, que las estrellas desdeñan, a causa del callejón sin salida en que los procesos nucleares meten a los elementos 3, 4 y 5, está bien representada en la radiación cósmica, donde su presencia parece poder atribuirse a reacciones nucleares.

Por medio de los núcleos de la radiación cósmica, que pueden viajar por el espacio durante centenares de millones de años siguiendo los raíles de los campos electromagnéticos, las estrellas exponen literalmente sus «temperaturas de punta», convertidas en mensajeros capaces de mantener una actividad nuclear durante mucho tiempo.

Acoplamiento estrella-galaxia

A diversos ritmos y de una manera reiterada, las estrellas lanzan su materia al espacio.

El movimiento no se efectúa en sentido único. Incluso después de su formación, los astros continúan recogiendo una materia galáctica. Hasta puede suceder que encuentren nubes de materia que desgarrarán y cuyos fragmentos arrastrarán; además, arrastran el polvo que encuentran a su paso. Aunque parezca paradójico, esta captación de materia alcanza un tanto por ciento muy elevado cuando la estrella cesa en su actividad; al llegar al estado de «enana», cuando la gravitación provoca su contracción definitiva al extinguirse las reacciones nucleares, sabemos que la estrella posee una densidad elevada, que le confiere un poder de atracción considerable.

En una palabra, las estrellas y el medio galáctico se alimentan mutuamente y de manera permanente merced a una corriente de doble dirección en la que distinguiremos dos casos extremos, representados por la enana blanca, que es solamente importadora, y la supernova, en la que, por el contrario, la función exportadora alcanza un desarrollo monstruoso con la eyaculación de un tonelaje fantástico de elementos pesados. Pero este acoplamiento plantea el problema mismo de la evolución del objeto galáctico.

La evolución de las galaxias

Después de diez mil millones de años, la evolución nuclear de la galaxia experimenta una profunda transformación morfológica.

La dejamos al intervenir el proceso estelar, recordando que después de adquirir su autonomía gravitatoria, la galaxia inició un movimiento de contracción.

Este movimiento era extremadamente lento. Su masa considerable aseguraba al objeto galáctico una velocidad de escape elevada, que retendría la materia caída en su regazo. Su densidad media, extremadamente débil, le proporcionaba en cambio una gravedad insignificante: así, la materia presente en la galaxia era vagabunda. Resultó ampliamente absorbida por las retroacciones positivas rápidas de las que nacerían las estrellas y su funcionamiento modificó profundamente el aspecto de la galaxia. Pero las estrellas poseen masas tan pequeñas que esta «granulación» de la materia apenas tuvo repercusión sobre la cohesión del objeto galáctico.

Mientras unas estrellas nacen y evolucionan, este objeto prosigue su movimiento de contracción.

¿Qué aspecto adquirirá?

A primera vista, la lógica de una contracción galáctica es la misma de una contracción estelar. Como la estrella, la galaxia experimenta el efecto de bañera: su rotación se acentúa con la contracción.

Sin embargo, la escala es muy diferente. Nacidas de bolas iniciales cuyo diámetro era de meses luz, las estrellas se contrajeron hasta no tener más que algunos segundos luz. O sea que la reducción alcanzó la diezmillonésima: por consiguiente, las grandes estrellas se vieron obligadas a adquirir velocidades que las hicieron girar sobre sí mismas en pocas horas.

En cambio, la contracción de una galaxia no alcanza esta amplitud; le falta mucho para llegar a ella. Después de miles de millones de años, el diámetro se reduce únicamente en una proporción de 5 ó 10; así, las galaxias girarán lentamente, si es que llegan a girar…

En el caso de las estrellas, el coeficiente de multiplicación era tal, que la menor turbulencia se amplificaría en proporciones fantásticas. En cambio, a la escala de una galaxia, una rotación inicial insignificante tendrá muchas probabilidades de mantenerse invariable, incluso después de una etapa de contracción.

Diferenciación de las galaxias

En realidad, la rotación de una galaxia depende directamente de sus condiciones de formación y puede ser inexistente. La galaxia conservará entonces una forma elipsoidal o incluso perfectamente esférica. Conocemos magníficas galaxias-bola que han conservado el aspecto de gigantescos globos.

A unos cuarenta y cinco millones de años luz de nosotros, la galaxia Messier 87 es un ejemplo típico de ello: este espléndido objeto celeste del cúmulo de Virgo contiene probablemente más de trescientos mil millones de estrellas.

En estas galaxias elipsoidales o esféricas, la contracción continúa lentamente, ofreciendo un notable aspecto centrista. Chklovsky imputa la intensa actividad hertziana de algunas de ellas a una «caída» de la materia hacia el centro de la galaxia. Pero una fuerza de freno nace de la radiación de las estrellas que constituyen la galaxia.

Cuando la rotación de la nube inicial es apreciable, las galaxias giran sobre sí mismas. El efecto de desagüe se hace entonces muy acentuado y la rotación origina una fuerza centrífuga, que modifica también a la galaxia.

Como es sabido, las estrellas giraron sobre sí mismas con velocidad creciente, hasta que la fuerza centrífuga equilibró la gravedad del astro: la materia fue objeto entonces de una eyaculación sistemática que la llevó a constituir un ancho disco ecuatorial.

Este esquema se aplica exactamente a una galaxia en rotación. El movimiento, desde luego, es siempre muy lento; por lo tanto, origina una fuerza centrífuga extremadamente débil. Pero la gravedad galáctica también es insignificante. Así, incluso en el caso de una rotación que obligue a una galaxia a describir solamente una vuelta en varios centenares de millones de años, la fuerza centrífuga sería considerable, comparada con la gravedad. A guisa de ejemplo, podemos ver lo que pasa en nuestra Galaxia, en la que el Sol efectúa una revolución en doscientos cincuenta millones de años, lo que representa para la gravedad que emana del centro un valor correspondiente a la 70 000 millonésima parte de la gravedad terrestre.

Teniendo en cuenta esta levísima gravedad galáctica, la rotación de las galaxias nos aparece como el factor fundamental que rige su evolución. En cuanto esta rotación empieza a ser apreciable, la fuerza centrífuga deforma profundamente la galaxia, imponiéndole una estructura característica, con un abultamiento central y un disco que podrá ser inmenso.

Por lo demás, los astrónomos se vieron obligados a distinguir toda una clase de galaxias en la que el achatamiento se acentuaba a partir de la etapa esférica: el disco ya es importante en las galaxias llamadas de tipo Sb y aún lo es más en las galaxias Sc, pues es evidente que una centrifugación intensa está acompañada de una enorme pérdida de masa, lo cual quiere decir que las galaxias achatadas dispersaron al espacio una gran parte de su materia inicial.

El estudio de la evolución de las galaxias realizó progresos decisivos entre 1960 y 1963 a consecuencia de algunos notables trabajos y especialmente de las pacientes observaciones de Thorton Page. El astrónomo de la universidad Wesleyana fijó su atención en las parejas de galaxias satélites: midiendo sus velocidades relativas, pudo formarse una idea de sus masas.

El resultado no puede ser más elocuente: las galaxias más pesadas son las de tipo EO, o sea las galaxias esféricas, y son éstas las que poseen los momentos cinéticos más débiles. Después corresponden unos aplanamientos cada vez mayores, para masas decrecientes y momentos cinéticos más elevados…

La película de un aplastamiento

Nuestra propia Galaxia es del tipo Sb y podemos imaginarnos su historia, desde la condensación de una formación gigantesca. Antes los astrónomos tenían que contentarse con imaginar, pero actualmente empezamos a reconstruir poco a poco la prodigiosa película galáctica.

Si bien nuestra Galaxia ofrece hoy el aspecto de una gigantesca lenteja cuyo diámetro y cuyo espesor miden respectivamente 100 000 y 10 000 años luz, ya hemos dicho que el astrónomo observa la presencia de magníficos cúmulos globulares fuera de ella, que son muestras de la materia primitiva. Y su presencia en un halo que se extiende por encima y por debajo de la Galaxia, donde están distribuidos de una manera notablemente simétrica, nos revela su fisonomía primitiva, la que tenían antes de la evolución que las convertiría en un disco cada vez más aplastado y concentrado.

32. Diagrama de las galaxias según Thorton Page

Las galaxias más pesadas son esféricas. Cuanto más importante es la rotación, menor es la masa de la galaxia.

Las máquinas electrónicas han descubierto las etapas de este aplastamiento. Sandage tuvo la idea de utilizar ordenadores digitales para buscar en la Galaxia una correlación entre el reparto espacial de las estrellas y su composición química, factor este último que indicaba la época en que se formó el astro. El análisis de los resultados explicaba bien a las claras que las estrellas más jóvenes se hallan situadas en las cercanías inmediatas del plano galáctico, mientras que los astros más antiguos pueden encontrarse a distancias considerables.

Nuestra Galaxia

Las galaxias aplanadas se convertirían en escenario de notables actividades debidas a su propia estructura.

Nuestra Galaxia en particular es un verdadero «combinado» cósmico cuya organización sólo se ha vislumbrado en fecha muy reciente.

La astronomía tradicional tropezó con grandes dificultades para su estudio. Hallaba un gran obstáculo en la presencia de polvo cósmico en el disco galáctico. La densidad de este polvo es ínfima, desde luego, pero en un recorrido de 10 000 años luz, basta para absorber el 99,5% de la radiación luminosa. Al hallarse el Sol a 33 000 años luz del centro de la galaxia, resultaba prácticamente imposible «ver» dicho centro con los medios clásicos.

Se había podido «adivinar» a lo sumo su dirección, teniendo en cuenta el reparto de los cúmulos globulares. El principio utilizado era muy sencillo. Suponiendo que nos perdiésemos en medio de una multitud, podríamos encontrar su centro, tendiendo el oído en diferentes direcciones para descubrir aquella de la que procede el ruido más intenso. Así, los astrónomos procedieron a un paciente recuento de los cúmulos globulares, para deducir la dirección hacia la que eran más numerosos. Esta labor de búsqueda señaló hacia la región del Sagitario.

Pero era imposible obtener informaciones precisas sobre el número de la Galaxia.

Hubo que esperar al año 1959 para que se iniciase su exploración mediante la radioastronomía, que se beneficia de unas condiciones privilegiadas: las ondas hertzianas apenas son absorbidas por el polvo del disco galáctico.

Los físicos descubrieron entonces que las nubes de hidrógeno empiezan a ocupar la casi totalidad del espacio libre entre las estrellas cuando se llega a 20 000 años luz del centro. Su densidad va después en aumento constante hasta originar, a unos 10 000 años luz, una a manera de barrera constituida por un abultamiento gigantesco…

Un turrón de estrellas

Más allá de dicho abultamiento, la radioastronomía registra un inmenso vacío que se extiende hasta 1600 años luz del centro. A esta distancia aparece un anillo cuya amplitud se calcula en 300 años luz. Después viene nuevamente el vacío. Y por último, el corazón mismo de la Galaxia está ocupado por un núcleo densísimo.

Tratemos de interpretar esta situación. Al producirse la contracción del objeto galáctico, el efecto de desagüe debió de ejercerse esencialmente en la materia periférica, cuya velocidad aumentó a medida que se acercaba al centro. Y el abultamiento señala la zona donde la fuerza centrífuga triunfó de la gravedad, dividiendo la Galaxia en dos regiones.

En el interior, el corazón de la Galaxia quedó aislado en una región tranquila, que pudo organizarse como una verdadera república autónoma. Su materia se condensó en estrellas que se aproximaron, para dar nacimiento a objetos gigantescos de una naturaleza particular.

El anillo está en rotación y su velocidad parece ser de 300 km/s. A pesar de esto, mantiene una notable estabilidad, lo mismo que el núcleo. El estudio de éste no resultó sencillo, y se conoció antes el núcleo de la nebulosa de Andrómeda que el de nuestra propia Galaxia. No se vea en esto ninguna paradoja, pues hay que tener en cuenta que nuestros instrumentos permiten penetrar hasta el mismísimo corazón de esta Galaxia vecina.

Fue entonces cuando Baade tuvo la idea de sacar placas de Andrómeda con subexposición. Estas fotografías revelaron la presencia de un punto brillante en el centro: era precisamente el núcleo. El astrónomo le atribuyó un diámetro de 50 años luz, cifra confirmada por el telescopio electrónico (fig. 33)[ver]. Parece ser que las dimensiones del núcleo de nuestra Galaxia son comparables.

En estos núcleos galácticos, se calcula que las estrellas están dos millones de veces más concentradas que en los brazos. Es decir, si nuestro Sol formase parte del núcleo, tendría a su alrededor y a menos de 10 años luz, 20 000 000 de estrellas. Por supuesto, en medio de semejante embotellamiento estelar, ningún sistema solar hubiera podido organizarse.

A decir verdad, el físico descubre en estos agrupamientos un nuevo estado del espacio en el que unas estrellas muy cercanas unas a otras confieren estructuras «rígidas» a volúmenes astronómicos. Respecto a las regiones periféricas de la Galaxia, vendrían a ser lo que un sólido es a un gas en nuestra materia. Así, el disco y el anillo poseerían estrellas extraordinariamente juntas y unidas por una pasta de hidrógeno, formando un verdadero turrón.

33. Núcleo de la nebulosa de Andrómeda

Acoplando una cámara electrónica al telescopio de Lick, los astrónomos Lallemand, Duchesne y Walker pudieron estudiar con gran precisión el corazón de nuestra galaxia vecina, la nebulosa de Andrómeda. Comprobaron que la velocidad de rotación aumentó regularmente a partir del centro hasta 25 años luz: entonces alcanza 87 km/s. Estos valores corresponden al radio del núcleo y a su velocidad ecuatorial. Al ser el crecimiento lineal, podemos deducir que el núcleo se comporta mecánicamente como un sólido: sin duda se trata de un elipsoide, cuya revolución se efectúa en quinientos cuarenta mil años. Su eje menor debe de medir 16 años luz y su masa se calcula en quince mil millones de veces la masa del Sol (el 15% de la masa total de la galaxia).

Pensándolo bien, era lógico que las estrellas de una región tranquila estuviesen muy juntas, creando una verdadera comunidad; en principio, en efecto, no existe ningún límite mínimo para la distancia que separa a las estrellas, que pueden estar unidas tanto por su gravitación como por su radiación.

Ésta sería la situación de la región central, en el interior de un mundo separado del resto de la Galaxia.

El pulmón galáctico

En la parte exterior del abultamiento en forma de rosca, la situación es muy distinta: separadas por espacios inmensos, las estrellas se hallan inmersas en un medio que sufre una constante renovación bajo la acción de un trabajo motriz que puede atribuirse al propio abultamiento.

Este gira, en efecto, como lo haría un sol gigantesco alrededor del centro de la Galaxia, emitiendo grandes cantidades de gas, que se dirigen hacia el disco galáctico, creando una corriente permanente que, a una velocidad inicial de 50 km/s, se distribuye por toda la Galaxia. Los astrónomos han podido observar que en las cercanías del Sol, su velocidad aún es de 7 km/s.

Parece tratarse de un fenómeno muy general. La existencia de esta corriente se ha comprobado en nuestra vecina, la Gran Nebulosa de Andrómeda, algo mayor que nuestra Galaxia, pero que posee su misma estructura. Guido Munch observó desde Monte Palomar un chorro gaseoso que procedía de su región central.

Y este movimiento reviste una amplitud impresionante: un cálculo sumario nos revela que, en nuestra Galaxia, la cantidad total de gas que emana anualmente del abultamiento central es superior a una masa solar. El abultamiento galáctico alimenta así al disco a un ritmo que permitiría que apareciese todos los años una estrella nueva. En varios miles de millones de años, esto representa una masa enorme, aproximadamente la cuarta parte de la masa total de la galaxia.

Masa que el abultamiento central sin duda no poseyó nunca.

¿De dónde proviene, pues, la materia que distribuye tan generosamente?

Una explicación ha sido sugerida por Rougoor y Oort. Estos radioastrónomos suponen que el abultamiento central está alimentado por el halo; o sea, por el espacio que debía de ocupar el objeto galáctico primitivo, cuya contracción no arrastró a toda la materia del espacio inicial. Si la pieza esencial de nuestra Galaxia es hoy un objeto de forma lenticular, éste se encuentra en el corazón de un verdadero capullo, mientras los cúmulos tienen que evolucionar en medio de grandes cantidades de gases, que resultarán atraídos hacia la lente, pues el abultamiento desempeñará el papel de órgano centrífugo, que lanzará estos gases al plano galáctico.

Este proceso nos recuerda a la estrella naciente, que absorbe la materia ambiente por sus polos, actuando como una centrifugadora por su ecuador. Este fenómeno, visto a la escala de la galaxia, tendrá una larga duración, a causa de la lentitud con que evoluciona el objeto, pues el halo puede continuar siendo fértil, con tanta mayor facilidad cuanto que su materia tiene que renovarse.

34. La fábrica galáctica

En el centro, el núcleo (cuyas dimensiones son muy exageradas) y un anillo se hallan ocultos detrás de un abultamiento circular que expulsa hacia los brazos de nuestra Galaxia el hidrógeno procedente del halo.

35. Los brazos de nuestra Galaxia

La radioastronomía ha revelado la estructura espiral de nuestra Galaxia. Esta carta viene a ser un primer plano (rectángulo de la fig. 6)[ver] que muestra los alrededores del Sol. Tres brazos son visibles, actualmente designados por las constelaciones en las que los vemos. El brazo exterior es el de Perseo. El Sol se encuentra en el borde interior del Brazo de Orión. Hacia el centro de la Galaxia, se encuentra el Brazo del Sagitario. Las cruces indican el emplazamiento de estrellas azules. Las manchas cercanas al Sol representan nubes oscuras.

Cuando las supernovas hacen explosión, su materia se desparrama en todas direcciones. Por lo tanto, una gran parte puede ir a enriquecerla.

Así, una galaxia achatada poseerá verdaderas corrientes.

El campo magnético de la galaxia

Pero esto no es todo: dichas corrientes serán canalizadas por las estructuras de nuestra Galaxia.

Antiguamente se consideraba que sólo la gravitación podía modelar una galaxia. La fuerza nuclear tiene un campo de acción muy reducido y la existencia de dos cargas opuestas parecía imponer una neutralización de la energía eléctrica, a escala cósmica. Los electrones y los núcleos terminan por unirse para formar átomos. Cuando esto no ocurre, constituyen un plasma en el que las cargas positivas se encuentran neutralizadas por un número igual de cargas negativas.

Pero no debemos olvidar los campos magnéticos.

Hasta aquí, sólo hemos aludido de paso al magnetismo. No se trata de una fuerza fundamental en el Universo, sino de un aspecto de la electricidad cuyo sentido nos ha sido revelado por la relatividad: cuando varía la distancia de dos cargas, su mutua atracción debe tener en cuenta su velocidad de propagación. Y la «corrección» no es más que la fuerza llamada magnética.

En algunas circunstancias, esta fuerza disimula los efectos puramente eléctricos. Es el caso de dos conductores contiguos por los que pasa una corriente. Las fuerzas eléctricas quedan neutralizadas, pues cada conductor contiene cargas positivas y negativas en cantidades iguales. Pero el desplazamiento de los electrones crea un efecto magnético.

La electricidad y el magnetismo siempre estarán íntimamente ligados a escala cósmica, porque las partículas se hallan en movimiento. Y desde hace mucho tiempo se sospecha la existencia de un campo magnético galáctico. Los astrónomos le atribuían la desviación de los núcleos cósmicos, que llegan de todas direcciones, mientras que las fuentes se encuentran principalmente en el plano galáctico. Así, se consideraba que en los recorridos largos, la acción de un campo magnético consistiría en curvar las trayectorias.

Su existencia fue demostrada por Hiltner y Hall. Estos dos físicos se dedicaron a estudiar las nubes de polvo interestelar que existen en el plano galáctico. Algunas de estas capas de materia son visibles a simple vista, especialmente la que divide en dos brazos la Vía Láctea, desde el Cisne al Sagitario. A través de estas nubes gaseosas, la luz de las estrellas resulta polarizada, lo cual significa que el polvillo cósmico debe de estar orientado hacia la misma dirección, bajo la influencia de un campo magnético paralelo al plano galáctico.

Su descubrimiento se realizó en 1962 en Jodrell Bank y fue saludado con entusiasmo por los astrónomos, pues consiguió explicar finalmente los «brazos» de la Galaxia. Unas consideraciones puramente mecánicas, en efecto, permitieron explicar por qué nuestra Galaxia se había ido achatando poco a poco, hasta adquirir su aspecto actual de gigantesca lente biconvexa. Pero era difícil comprender la aparición de una espiral inscrita en el disco.

Para explicar esto, se formuló una hipótesis en 1953. Teniendo en cuenta lo extremadamente reducida que era la gravedad en la Galaxia, Fermi y Chandrasekhor observaron que bastaría un campo magnético muy débil para hacer que la materia se arracimase en gigantescos hilos en el disco. Sus cálculos demostraban que, con un campo de 10 gammas[32], el magnetismo ya triunfaría de la gravedad. Ahora bien: las primeras mediciones del campo galáctico proporcionan valores comprendidos entre los 5 y los 25 gammas.

Así se explica la fisonomía de nuestra Galaxia. Es una galaxia espiral: el campo magnético ofrece «tubos» a su materia ionizada, que la canalizan en corrientes.

Galaxias fértiles y galaxias estériles

Gracias a esta extraordinaria maquinaria, nuestra Galaxia aún posee regiones fértiles.

Debemos entender por ello que nuestra Galaxia contiene una materia no concentrada en estrellas; en este caso, ciertas reservas de hidrógeno inicial enriquecido con elementos pesados.

Pero sin duda ésta no era una condición suficiente. Si se inyectase una importante cantidad de hidrógeno en el interior de una galaxia elíptica, nada nos asegura que naciesen estrellas, pues el gas se dispersaría.

Nuestra Galaxia continúa siendo fértil porque posee una materia esparcida, pero también porque dicha materia está canalizada. Mediante el depósito de hidrógeno que constituye el capullo, el abultamiento central actúa como una centrifugadora, que envía al disco galáctico una materia cuyo campo magnético crea ríos espaciales, que se enriquecen con el paso de los elementos pesados. Y en nuestra Galaxia, estos ríos acaban por desembocar entre los brazos de la espiral, donde subsiste una importante materia gaseosa, que incluso hoy crea estrellas.

Y esta situación, en términos generales, es la misma de las galaxias en espiral, una cierta fracción de cuya masa se halla en el estado de «sangre estelar» en verdaderas arterias cósmicas, que el astrónomo descubre merced a la presencia de estrellas azules. Esta proporción de materia libre es muy variable.

Hoy sabemos que el hidrógeno libre existe en cantidades considerables en las galaxias irregulares (del 60 al 100% de la masa), donde la ausencia de «circulación» parece ser la causante de la extremada lentitud de las condensaciones. Inversamente, la materia de las galaxias elípticas sufrió una «floculación» estelar casi sistemática, bajo el efecto de corrientes que convergían hacia el centro.

Estas galaxias elípticas son estériles en la actualidad. Nos lo demuestra la ausencia de estrellas jóvenes. Desde luego, la densidad del gas interestelar no es rigurosamente nula en estas galaxias, y existen corrientes de intercambio entre las estrellas y el medio ambiente, pero no están organizadas: la galaxia no es una fábrica, sino un medio anárquico en el que cada estrella evoluciona aisladamente.

Supersupernova

Por lo tanto, en las galaxias fecundas la materia sufre un ciclo regular, durante el cual resulta enriquecida por una gigantesca instalación cósmica constituida por miles de millones de estrellas que forman el edificio, cuyas máquinas son ciertos astros particulares.

Así una galaxia puede ser teatro de cambios más o menos intensos, conservando durante períodos larguísimos un rendimiento casi constante. Diremos entonces que ha adquirido su régimen permanente. Es una fábrica astronómica sometida a una inmensa regulación natural: la estructura espiral la gobierna con una retroacción negativa, pues una aceleración del ritmo galáctico acarrearía una dispersión acentuada de la materia.

Y se plantea una cuestión: ¿No podríamos imaginar también una estructura a escala galáctica que estuviese gobernada por una retroacción positiva, cuyo resultado, por consiguiente, sería la explosión del propio objeto galáctico? Teniendo en cuenta que algunas estrellas estallan, dispersando su materia por el cosmos, ¿no sería posible que vastas aglomeraciones de estrellas y hasta galaxias enteras corriesen la misma suerte?

Teóricamente, esto es concebible para las galaxias esféricas o incluso para el núcleo de las galaxias espirales. Cuando se alcanza cierta concentración de estrellas, se pueden plantear condiciones críticas que, una vez rebasadas, darán lugar a una retroacción positiva, consistente en la precipitación de las estrellas unas sobre otras; es decir, una «implosión» del objeto galáctico. La obra de la gravitación se ejercería entonces sobre masas considerables, creando temperaturas de miles de millones de grados que darían origen a fantásticas reacciones nucleares y a una explosión que convertiría a la galaxia en una supersupernova.

Tal posibilidad se tomó en consideración en enero de 1963, durante las reuniones de la American Physical Society. No solamente Fowler y Hoyle sostienen que estos procesos son posibles, sino que creen haber hallado la huella de estos cataclismos en el curioso aspecto que ofrecen algunas galaxias, cuya masa visible está comprimida entre nubes que son teatro de una extraordinaria actividad radioeléctrica. Estas nubes parecen haber brotado del corazón de la galaxia y, según Hoyle, la energía que emite indica una colosal conflagración termonuclear del conjunto de las estrellas.

Menos de un año después, la tesis de la explosión de las galaxias recibió una confirmación al observar la galaxia M 82, en la que los astrónomos, desde hacía algún tiempo, sospechaban que se producían fenómenos insólitos. En efecto: el análisis de su radiación de hidrógeno ionizado, efectuado en Monte Palomar, disipa todas las dudas y los astrónomos comprenden que M 82 está estallando. A velocidades que alcanzan los 8000 km/s, esta galaxia proyecta al espacio, desde hace más de un millón de años, una materia que representa cinco millones de masas solares.

Esto hace que los astrónomos consideren un fenómeno «natural» la explosión de las regiones centrales de las galaxias.

En este caso, la «mezcla» de la materia rebasa el marco galáctico y se une a la actividad nuclear del Universo.

9

El fenómeno planeta

A partir del hidrógeno inicial, aún no hemos registrado más que una organización topológica del cosmos y la creación de elementos pesados.

Mediante la conjunción de estos dos procesos, pasamos una página: el fenómeno planeta representará una nueva etapa en la evolución de la materia, con el advenimiento de la era fisicoquímica.

Auténtico crisol nuclear, cada estrella es el centro de un dominio en el que su gravitación mantiene prisionera cierta cantidad de materia. Ahora bien: ésta iniciará un proceso de una naturaleza totalmente nueva. Se reunirá para formar «objetos secundarios» desprovistos de actividad termonuclear, que se convertirán en el paraíso de los átomos.

Esta etapa interesa directamente al hombre: el tercer planeta que gravita alrededor de la estrella llamada Sol será la Tierra, cuna de unos seres que hoy pretenden reconstruir el Universo con el pensamiento. Y en este sentido, comprender el fenómeno planeta era para el astrónomo explicar esencialmente la génesis del sistema solar.

Pero esta discusión debe realizarse en un marco más amplio y buscar si este sistema solar fue un fenómeno excepcional o natural en el Universo y, para ello, estudiar la cibernética de los mundos estelares.

Veremos que es extraordinariamente sutil; lo cual no tiene nada de sorprendente, pues la complejidad es la regla general en la evolución de los sistemas, cuando sus elementos componentes pueden efectuar numerosas reacciones mutuas. Así, la actividad de las estrellas calientes ya nos reveló una complejidad cualitativa, con la actividad incesante de las partículas y los núcleos. Pero alrededor de una estrella señalaremos la presencia de una complejidad mecánica: la materia retenida bajo su dominio no cambiará de naturaleza, pero se organizará en asociaciones que reaccionarán mutuamente y modificarán el medio ambiente.

Así fue como durante mucho tiempo, la cosmogonía de nuestro sistema solar constituyó la desesperación de los astrónomos, que señalaron pacientemente todas las particularidades del extraordinario cortejo que rodea al Sol. Esto condujo a Ter Haar a realizar un censo exhaustivo. Pero ¿no había que distinguir particularidades de origen y caracteres adquiridos? Y entre los rasgos de nuestro sistema solar, ¿cuáles eran fundamentales y cuáles contingentes? El astrónomo no ocultaba la contrariedad que le producía no disponer más que de un modelo, pues de haberse sabido cómo se organizó la materia en torno a otras estrellas, hubiera sido infinitamente más fácil entender la cibernética de los sistemas planetarios.

Reducido a sus elementos, el problema es sencillo. Al principio las estrellas —o al menos éste es el caso de nuestro Sol— estaban rodeadas de discos, los cuales se transformaron en planetas.

¿Cómo explicar la presencia de estos discos y cómo comprender su condensación?

1— Una estrella y su disco

En otras épocas, los astrónomos desconocían la existencia de la materia interestelar, y en un cielo vacío veían solamente estrellas rodeadas de finas atmósferas. Así, para explicar los planetas, tenían que descubrir un proceso que hubiese permitido la presencia de una materia libre en las cercanías del Sol.

En la actualidad hemos adoptado una actitud en cierto modo opuesta. Sabemos que las estrellas han nacido en el seno de inmensas nebulosas formadas por gas y polvillo cósmico y que, durante su formación, la gravitación atrajo desde grandes distancias la materia esparcida por el Universo. Luego, cuando la estrella adquiere una rotación apreciable debida a su contracción, cuando se inician las relaciones termonucleares, el astro se aísla, de manera que la materia no admitida queda apartada, en forma de nube que se achata en torno a las regiones ecuatoriales de la estrella.

La fuerza centrífuga canaliza la materia, y, mediante su gravitación, la estrella continúa atrayéndola hacia sus regiones polares, mientras la expulsa por el ecuador.

Así, resulta natural que una estrella joven esté rodeada por un disco enriquecido por su actividad: nuestro Sol aún emite protuberancias en sus regiones ecuatoriales.

Esta concepción de la materia común al Sol y a sus planetas ya fue entrevista por Kant y Laplace. Según estos pensadores, el sistema solar era al principio una masa gaseosa de grandes dimensiones, que ofrecía el aspecto de un cuerpo lenticular en rotación. Luego esta masa se condensó en anillos que, al disgregarse, engendraron los planetas, mientras que el Sol nacía de la región central.

No deja de ser notable que el filósofo y el físico citados hubiesen podido imaginar esta génesis del sistema solar, en una época en la que se desconocían las partículas y en la que la energía de las estrellas constituía un misterio total.

La objeción del momento cinético

Era lógico imaginar que los planetas y el Sol nacieron de una misma materia.

En realidad, esta teoría tropezó durante mucho tiempo con una objeción de orden mecánico: en ella no se respetaba la conservación del momento cinético. El efecto de bañera o de desagüe es el resultado de la rotación acelerada de una masa al contraerse. Pero aplicado al sistema solar actual, nos indica que si la materia de los planetas se hubiese contraído hasta el plano ecuatorial del Sol hubiera adquirido una velocidad considerable, que el astro central tendría que compartir, admitiendo la hipótesis de que hubiese nacido del mismo objeto primitivo; así, debería efectuar su rotación en algunas horas, y no en veinticinco días.

Esta diferencia, evidentemente, es enorme y, en opinión de muchos astrónomos, significaba una sentencia inapelable que negaba toda posibilidad de origen común al Sol y los planetas.

Entonces imaginaron diversos procesos, tendentes a atribuir un origen autónomo a nuestra nube planetaria.

Jeans lo buscó en un efecto de marea provocado por el paso de una estrella por las proximidades del Sol, que arrancó una masa cuyo aspecto era el de una gigantesca protuberancia alargada. Pero Russell refutó esta teoría, demostrando que el arrancamiento de materia supuesto por Jeans hubiera exigido una colisión verdadera y entonces esta materia hubiera gravitado en las proximidades del Sol.

Otro astrónomo inglés, Lyttleton, sugirió la explosión de una estrella, antigua compañera del Sol. Este hecho no es completamente improbable. Sin embargo, hay que observar que la materia eyaculada por una supernova brota al espacio con una energía enorme y, si adoptásemos esta hipótesis de una materia extraña, no sería necesario buscar una fuente próxima al Sol.

Dentro de este mismo orden de ideas, Schmidt y Alfven señalaron la posibilidad de que las estrellas captasen nubes de materia errantes por el cosmos.

Estas nubes abundaban en el Universo primitivo, pues la materia resultante de concentraciones abortadas o explosiones de astros se dispersaban muy lentamente, a la manera de las nubes creadas por nuestros desechos atómicos. Así, existían bastantes probabilidades de que una estrella penetrase en una nube de materia.

Aunque, desde luego, si dicha nube pudiese compararse mecánicamente a un bloque, una captura por reacción de gravitación tendría que considerarse como algo muy improbable. Pero el problema adquiere un aspecto muy distinto en el caso, mucho más real, de colisiones no elásticas, durante las cuales una parte de la energía se convierte en calor.

Aguekian puso de relieve este hecho: cuando una estrella penetra en una nube de polvo cósmico, la trayectoria de este polvo se presenta como un arco de hipérbole para cada partícula, con cumbres muy concentradas, de manera que se efectuarán múltiples colisiones y las órbitas de determinado número de partículas se transformarán en elipses; así se producirá una autorreacción de gravitación. Y la retención se acentuará si la estrella ya estuviese rodeada de una nube, que podrá encontrarse profundamente modificada.

El acoplamiento magnético

Estas hipótesis, que implican una materia exterior, no se hallan desprovistas de interés: con ellas se puede «hacer el censo» de una manera muy general de los procesos que permiten el enriquecimiento en materia de los mundos estelares. Pero no hay por qué disimularlo: semejantes aportaciones fueron excepcionales.

En lo que concierne especialmente al sistema solar, asistimos en 1940 a un retorno a las tesis definidas por Kant y Laplace.

La única objeción que se les hacía era la que se refería a la ley de conservación del momento cinético: el Sol hubiera debido girar con mucha mayor rapidez sobre su eje.

Pero no tardó en proponerse una explicación: ¿No sería posible que el Sol primitivo hubiese tenido un movimiento de rotación más rápido?

La mecánica clásica no admitía esta eventualidad, pues observaba que, en el vacío, una rotación se conserva indefinidamente, de manera que si el Sol hubiese tenido una rotación rápida hace miles de millones de años, la conservaría en la actualidad. Pero precisamente Alfven se encargó de señalar el error que representaba haberse limitado a estudiar el sistema solar en términos gravitatorios, con muchos principios de mecánica formulados para medios neutros. Como hemos visto, la comprensión de una galaxia requiere que se tenga en cuenta su campo magnético. Por lo que se refiere a la rotación de objetos en el espacio, la astronáutica nos ha proporcionado una lección muy elocuente.

Cuando un satélite se coloca en órbita, los técnicos le comunican con frecuencia una rotación que lo transforma en giróscopo, a fin de realizar una «estabilización por espín». Pero la experiencia demuestra que esta rotación disminuye con el tiempo: en el caso de los Tiros, por ejemplo, en tres meses desciende de 12 a 9 revoluciones por minuto.

Esta disminución de la velocidad es de origen electromagnético. Compuestos los satélites de materiales conductores y evolucionando en el campo magnético terrestre, su rotación es frenada por las «corrientes de Foucault» y por fenómenos de histéresis.

Pero las estrellas, constituidas de materiales plasmificados, son mil veces más conductoras que nuestros metales. ¿No resulta normal que hayan sido frenadas por diversas causas, especialmente por los discos que las rodeaban?

Schatzmann observa que el Sol emite chorros de materia que permanecen prisioneros mucho tiempo de sus líneas de fuerza; así, puede decirse que exportan verdaderamente su momento cinético. En otros tiempos es indudable que el Sol se hallaba unido por estas líneas de fuerza a su disco.

Todos estos procesos explicarían la disminución que con el tiempo experimenta la velocidad de rotación de las pequeñas estrellas; durante su formación, no hay duda de que el Sol era más rápido.

En el transcurso de los últimos años, por lo demás, los astrónomos han podido medir las rotaciones estelares. Insignificantes para las estrellas más pequeñas que el Sol, estas velocidades son elevadas en el caso de las grandes estrellas; o sea, en el caso de los astros cuya inercia se opuso a la acción de freno. Además, al observar las estrellas de los cúmulos jóvenes, los astrónomos comprueban que se hallan sometidas a una enérgica acción de freno a partir del momento de su formación[33].

36. Velocidad de rotación de las estrellas

Estos diagramas de las velocidades estelares se obtuvieron por observación de un efecto Doppler diferencial. Si una estrella que se aleja del Sol a la velocidad V posee una velocidad ecuatorial v, la luz procedente del borde de la estrella que avanza hacia la Tierra será V−v, mientras que, para el borde opuesto, será igual a V+v. Y de ello resultará una «extensión» de las bandas, que permitirá medir v. Las dos curvas aquí reproducidas corresponden a una colección de estrellas de la serie principal y a un grupo de estrellas del cúmulo de las Pléyades.

Por último, actualmente se ha descubierto que algunas estrellas animadas de un rápido movimiento de rotación están rodeadas de un disco. Es el caso de Pleyone, estrella de 7.a magnitud de la constelación de las Pléyades, cuya velocidad ecuatorial alcanza los 300 km/s, la materia evacuada constituye un anillo gaseoso, excitado por la radiación ultravioleta de la estrella y que se muestra muy luminosa. Así, el astrónomo revive la gestación de los planetas, como si el cielo le hubiese revelado los secretos de un nacimiento estelar.

Un dominio particular

La presencia de materia alrededor de las estrellas debe, pues, considerarse como un fenómeno de carácter general y su constitución en disco es lógica: la acción centrifugadora del ecuador estelar está ayudada por la presión de radiación creada por el astro.

Esta última ejercerá una gran influencia en el polvo cósmico. Cuando las dimensiones de un objeto son divisibles por 10, el volumen lo será por 1000 y la acción gravífica se reduce según esta relación, mientras que la superficie —y por lo tanto la presión de radiación— son solamente divisibles por 100. O sea que la presión de radiación reviste una importancia relativa, tanto mayor cuanto que se ejerce sobre una materia más dividida. Así, los objetos que posean un diámetro inferior a 0,01 mm serán «soplados» por la radiación solar… a menos que se mantengan a la sombra unos de otros, o sea que el disco representará su refugio contra esta presión de radiación.

Se observará, además, que los objetos del sistema solar primitivo que gravitaban en diversos planos, acabarían siendo arrastrados por la materia del disco, cuando sus órbitas les llevasen a atravesarlo.

Por todos estos motivos, las estrellas jóvenes se vieron rodeadas por discos, que su gravitación retendría.

Al llegar aquí, hay que tener en cuenta el aislamiento de estos dominios estelares, al menos en las regiones «aireadas» del Universo. Hemos visto que en el corazón de la Galaxia, las estrellas están muy apiñadas, hasta cierto punto contiguas como las casas de una ciudad. En las regiones periféricas, en cambio, los astros pueden compararse a propiedades aisladas.

Resulta impresionante, en efecto, la enormidad de las distancias que separan estas estrellas y por lo tanto la inmensidad de sus «heredades», situación que parece ser la consecuencia de las extraordinarias concentraciones de materia impuestas por las retroacciones gravíficas.

En un modelo reducido a la cien milmillonésima, las estrellas estarían representadas por simples bolas. Nuestro Sol sería una canica que apenas tendría 3 cm de diámetro. Las estrellas gigantes serían pelotas de playa. Pero todas estas esferas se hallarían esparcidas por un espacio de tres dimensiones, separadas por centenares de kilómetros y recorriendo solamente unos cuantos centímetros diarios. En semejantes condiciones, sólo podrían producirse rarísimas colisiones estelares en el transcurso de diez mil millones de años, en una galaxia que contase con 100 000 millones de estrellas.

No solamente los choques serían excepcionales, sino que incluso el paso de una estrella a poca distancia de otra parece muy poco probable: si consideramos que el dominio del Sol se extiende por el interior de una esfera que tuviese diez mil veces su diámetro, veremos que sólo hay una probabilidad entre ciento de cruzarse con el dominio de otro astro.

Este aislamiento, sin embargo, no excluye las corrientes de intercambio entre las estrellas y la galaxia: pero éstas solamente adquieren verdadera importancia cuando se producen fenómenos episódicos, propios de una minoría de estrellas. En épocas normales, no son más que simples infiltraciones incapaces de alterar la serenidad de una «hacienda» estelar.

Por los motivos expuestos, una estrella y su disco constituyen realmente un dominio particular en las regiones «aireadas» del Universo, dotado de una notable paz y propicio a una evolución autónoma.

2.— El nacimiento de los planetas

Al principio, el disco formado alrededor de la estrella está compuesto de elementos pequeñísimos —partículas, núcleos o átomos— comparables a otros tantos satélites. Y de momento se consideró que entre colisión y colisión, cada elemento se movía como si estuviese solo, destruyendo una «órbita de azar» regida por las leyes de la mecánica celeste; es decir, una elipse de distinta excentricidad.

El círculo —elipse sin ninguna excentricidad— es un caso notable, cuya aparición aún nada ha favorecido. Sin embargo, en el transcurso de mucho tiempo se efectuará un proceso de regulación, merced al cual la órbita circular terminará siendo la trayectoria privilegiada en el seno del disco planetario.

Este proceso se inicia con las colisiones, mucho más numerosas, en efecto, sobre las órbitas elípticas, que abarcan mayor espacio. Podemos comparar las órbitas circulares con las pistas de una autopista, en la que los automóviles circulan uno al lado del otro, mientras que las órbitas elípticas ofrecen la imagen de una serie de recorridos en slalom: se producen numerosos choques, algunos de los cuales permiten la creación de órbitas circulares; lo contrario es menos probable, pues éstas reducen las colisiones al mínimo. Así, a la larga, esta acción selectiva favorecerá la órbita circular.

Por lo demás, el hecho de que las órbitas se vuelvan naturalmente circulares constituye una evolución familiar para los técnicos espaciales modernos, quienes saben que el apogeo de un satélite desciende con mayor rapidez que el perigeo, a causa de las leyes de la mecánica, pues la resistencia del aire es más elevada en la región del perigeo. Y el disco planetario constituye una verdadera atmósfera del Sol, A la larga, se dibujarán órbitas circulares en todos los discos de materia dotados de una vida suficiente; tendremos un notable ejemplo de ello en los anillos de Saturno.

Podemos admitir, pues, que alrededor del Sol primitivo se formó un disco cuyo movimiento, sin embargo, no era el de un cuerpo sólido. En lenguaje astronómico, su rotación era «kepleriana»: las leyes que hoy rigen el movimiento de los planetas ya gobernaban la materia de la que éstos nacerán. La velocidad de rotación varía con la raíz cuadrada del inverso de la distancia. Así, en torno a nuestro Sol, la velocidad circular es de 52 km/s para una distancia de 50 000 000 de kilómetros. Equivale a 37 km/s a 100 000 000 de kilómetros, solamente 16 km/s a 500 000 000 de kilómetros y es inferior a 12 km/s a 1000 millones de kilómetros.

El nacimiento de gérmenes

¿Cómo aparecieron los mundos en este disco en rotación?

En la actualidad, sólo conocemos una fuerza capaz de conjuntar un objeto cósmico: la gravitación universal. ¿Debemos invocarla, considerando la gravitación como algo inherente a la materia misma del disco que rodeaba a la estrella?

No podemos excluir tal posibilidad. Cuando un gas está contenido en un recipiente determinado, se inicia una retroacción gravífica de contracción si la densidad alcanza un valor crítico, llamado a menudo densidad de Roche. Y en un disco importante, este valor podrá ser rebasado.

Pero este caso no es general y hay que considerar lo que sucede cuando la gravitación no puede iniciar contracciones espontáneas en el disco. Sabemos que en estas circunstancias puede surgir otro proceso de condensación.

Las velocidades relativas de los elementos componentes del disco son pequeñas, en órbitas muy próximas, y podrán nacer asociaciones de los encuentros no brutales; entonces, los átomos se unirán en moléculas, que a su vez aumentarán de tamaño para convertirse en polvo, el cual, asimismo, se convertirá en gérmenes.

Pero además, es necesario que estas asociaciones sean posibles en la materia que constituye el disco.

Ahora bien, su composición es igual a la de la estrella que ciñe. Si ésta es de primera generación, será esencialmente hidrógeno, y el disco mostrará entonces una tendencia a evaporarse lentamente en el espacio. Pero en el caso de una estrella de población más reciente —y es precisamente el caso del Sol— el hidrógeno está enriquecido con elementos que son aptos para múltiples combinaciones. Consecuentemente, en los discos que rodean a las estrellas de generaciones avanzadas, la aparición de polvo y gérmenes será natural.

Es fácil reconstruir ahora los acontecimientos que empiezan a producirse. Los gérmenes se unen en grumos que por último se convertirán en verdaderas bolas de nieve, al aglutinar el polvo que encuentren a su paso.

El medio ambiente fértil constituido por el disco permitirá que aumenten de tamaño. Se inicia entonces una retroacción de un nuevo tipo: un grumo mayor tendrá una sección de captación más elevada y recogerá cada vez más materia, con la consecuencia de que su volumen irá en aumento. Los grumos nacieron de una manera fortuita, pero a partir del momento en que existieron, no pudieron dejar de fusionarse y de engendrar objetos llamados a acumular cada vez con mayor energía, por «acreción», el polvo del medio ambiente. A semejanza de la estrella, el planeta ha descubierto el proceso fundamental de una autoevolución.

Los grumos se convertirán en protoplanetas y su aumento de tamaño señalará el comienzo de una nueva etapa en la circularidad de las órbitas.

Esto es lo que observó Schmidt, después de estudiar durante mucho tiempo el mecanismo de la acreción. Al principio, los materiales que encuentra el grumo tienen direcciones repartidas al azar, pero su distribución es simétrica: cada choque se convierte así en un papirotazo que acerca o aleja del Sol. El efecto estadístico de esto será una mayor circularidad que tendrá tantas más probabilidades de ser perfecta cuanto más numerosos sean los cuerpos, y a consecuencia de ella el objeto formado será más voluminoso.

Es interesante observar a este respecto la jerarquía de nuestro sistema solar. Los minúsculos asteroides que gravitan entre Marte y Júpiter no tienen órbitas muy excéntricas. Los planetas principales, en cambio, presentan una débil excentricidad, siendo la más marcada la de los pequeños: Mercurio (0,205) y Plutón (0,249). La órbita de Marte aún tiene una excentricidad apreciable (0,093), mientras que para los demás planetas, o sea, para los más importantes, las excentricidades son inferiores a 0,06.

Hacia la rotación de los planetas

Las percusiones de que son objeto los protoplanetas no tienen por único resultado deformar las órbitas. Modifican también el movimiento de estos protoplanetas sobre sí mismos y las acciones en sentido opuesto crean parejas, cuya composición deja un residuo que conferirá al astro una rotación propia.

El sentido de esta rotación siempre resultará intrigante, en el sistema solar. Con la distancia al Sol disminuye la velocidad circular: esto quiere decir que el polvo cósmico que se extendía por el interior de la órbita del protoplaneta era más rápido que el que se encontraba en la parte exterior de dicha órbita. Teniendo en cuenta que el disco giraba en sentido directo, parece ser que las rotaciones hubieran debido ser retrógradas. Sin embargo, según demostró Schmidt, en el caso de colisiones inelásticas, el cálculo asigna a la rotación un sentido probable del mismo signo que el movimiento vertical. E incluso permite presumir que todas las duraciones de rotación serán del mismo orden de magnitud.

Esta situación se cumple escrupulosamente en el sistema solar, en el que las masas de los planetas variarán en una relación de 1 a 6000. O al menos, así había de ser cuando el sistema solar aún era joven. A partir de entonces el movimiento de rotación de Mercurio y Venus fue frenado por la atracción solar, y el propio movimiento de la Tierra se ha hecho más lento, como han demostrado las precisas mediciones efectuadas.

Pero con la rotación actual, la concentración de valores desde la Tierra a Neptuno resulta sorprendente.

La ley de Titius-Bode

Nuestro sistema solar posee en la actualidad nueve planetas principales. Se interpreta este número admitiendo una división del disco primitivo según la ley que hubiese reservado a cada uno de ellos un margen de velocidad determinado. Y teniendo en cuenta que la velocidad circular depende de la distancia, esta ley debió de gobernar la respectiva separación de los planetas.

La verdad es que existe una armonía en el alejamiento respectivo de los cuerpos que forman nuestro sistema solar. Si partiendo de Mercurio —o, más exactamente, de un punto de origen situado a 60 000 000 de kilómetros del Sol—, adoptamos una unidad de 45 000 000 de kilómetros, las distancias de los planetas forman la serie siguiente: Venus, 1,08; Tierra, 2; Marte, 3,75; Júpiter, 16; Saturno, 30,06; Urano, 63. Estos números están muy próximos a la progresión 2⁰, 2¹, 2², 2⁴, 2⁵, 2⁶. Por lo tanto, dijérase que las distancias planetarias obedecen a una ley excepcional; es decir, la ley fundamental de una cibernética natural.

37. Distancias y masas de los planetas del sistema solar

Las escalas adoptadas son logarítmicas: las distancias que figuran en las abscisas a partir de Mercurio son notablemente geométricas hasta Urano. La división 8 corresponde a los asteroides (cuya masa es muy pequeña). La distribución de masas destaca claramente los dos grupos de planetas.

El astrónomo Johann Titius fue el primero en descubrir esta armonía en el siglo XVIII, pero fue Bode quien reveló su obra. Los astrónomos acostumbraron entonces hablar de la ley de Titius-Bode que desempeñó un importante papel histórico. La ausencia del término 2³ parecía indicar la existencia de un planeta desconocido entre Marte y Júpiter y este hecho invitó a los astrónomos a observar la zona en que se descubrió el curioso mundo de los planetoides.

Por lo demás, la relación de Titius-Bode se aplicaba bastante mal a Neptuno (99,5 en vez de 128) y aún peor a Plutón, pero la divergencia podía explicarse por el alejamiento del Sol, posible causa de acciones perturbadoras.

Después de preguntarse durante mucho tiempo si se trataba de una ley o de una simple coincidencia, los astrónomos se plantearon el problema de manera distinta, buscando si la relación de Titius-Bode no sería precisamente la ley reveladora de la división del disco planetario, impuesta por el sistema de acreción.

El propio Schmidt emprendió el estudio matemático de la cuestión, poniendo de manifiesto una relación entre dicha ley de división y la distribución de la materia en el disco primitivo. Así sería posible hallar una distribución que explicase la ley de Titius-Bode.

Pero pueden formularse dos objeciones.

Conviene distinguir entre las órbitas primitivas de los astros y las que hoy describen éstos, después de varios miles de millones de años.

Además, el cálculo de Schmidt hizo aparecer en escena otra consideración. Con el modelo de distribución más sencillo, el astrónomo observó que las raíces cuadradas de las distancias al Sol deberían formar una progresión aritmética, lo cual equivale a decir que, para recorrer distancias iguales en sus órbitas respectivas, los planetas invertirían unos tiempos que aumentarían también de manera regular.

Esta ley se comprueba bastante bien en nuestro sistema solar, al examinar por separado los cuatro primeros planetas —el tiempo invertido de uno al siguiente para recorrer 1000 km aumenta unos siete segundos en promedio— y los cinco planetas más distantes, en los que dicho aumento es aproximadamente de 33,5 segundos. Resulta curioso que esto distinga dos regímenes en nuestro sistema solar, que aparecerán en las fases siguientes de su organización.

De los protoplanetas a los planetas

Así, aparecieron protoplanetas en torno al Sol o, para hablar en términos más generales, en torno a una estrella. Estos protoplanetas avanzaban girando sobre sí mismos, enriqueciéndose continuamente a expensas del medio ambiente. ¿Cuál es su estructura y en qué medio evolucionan?

Tenga en cuenta el lector que la estrella no se limita a mantener un disco en su regazo, sino que lo somete a una gigantesca destilación de la que ya hemos hallado un ejemplo en la presión de radiación, que actúa de manera selectiva para alejar del Sol a los objetos más ligeros.

Hay que tener en cuenta igualmente las colisiones. Las leyes del choque nos indican que en una región donde haya multitud de encuentros las energías de los elementos componentes mostrarán tendencia a uniformarse. Ahora bien: comparando los átomos del hidrógeno y el oxígeno, veremos que si bien aquéllos son dieciséis veces más ligeros que éstos, una misma energía les conferirá una velocidad cuatro veces mayor.

Enormemente acelerados durante las colisiones, los átomos de hidrógeno pasarán entonces a órbitas lejanas, mientras que los elementos pesados se acercarán.

Descubrimos de nuevo una consecuencia de la propiedad característica que tiene un campo gravitatorio: las trayectorias balísticas de los cuerpos son independientes de su masa. Así, pues, para describir una misma órbita, las partículas, los átomos o el polvillo de cualquier tipo, deben hallarse animados de idéntica velocidad. Pero la mecánica de las colisiones se opone a esta igualdad.

Se inaugura de esta forma una verdadera destilación gravitatoria en el disco planetario, que acumula los productos pesados en las proximidades de la estrella, rechazando a gran distancia los elementos ligeros. Este proceso tiene por resultado el alejamiento del hidrógeno e incluso el de provocar su intensa evasión.

En realidad, los átomos no han permanecido aislados. Los múltiples encuentros han hecho que se agrupasen para crear moléculas, incluso gotas líquidas o cristales, si pudiesen soportar la radiación de la estrella. Con independencia de su gravitación, ésta provoca mediante su calor, una selección de los materiales que intervienen en los grumos planetarios.

Según la distancia, se podrán definir en el disco planetario unas «temperaturas de ambiente», a las que de todos modos es difícil asignar valores rigurosos, pues la temperatura alcanzada por un cuerpo depende de sus características físicas.

Por ejemplo, podemos trazar una escala térmica del sistema solar actual considerando en cada órbita la presencia de un pequeño grano de polvo calentado en todo su conjunto y un grueso germen, comparable a un cuerpo negro. Las diferencias serán las siguientes:

Mercurio | +169° | +354°
Venus | +53° | +190°
Tierra | +4° | +104°
Marte | −49° | +45°
Júpiter | −151° | −100°
Saturno | −183° | −145°
Urano | −210° | −184°
Neptuno | −222° | −200°

Teniendo esto en cuenta, si pasamos revista a los elementos que más abundan en un disco de hidrógeno enriquecido, las afinidades pueden resumirse de la manera siguiente:

El hidrógeno se une esencialmente con el oxígeno (agua), el nitrógeno (amoníaco) y el carbono (metano).

El oxígeno se combina con la mayoría de elementos; especialmente con el magnesio, el silicio y el aluminio, con los que engendra óxidos metálicos.

Exceptuando su unión con el hidrógeno, el nitrógeno presenta pocas afinidades.

El helio y el neón son dos gases inertes que no entran en ninguna combinación.

El contraste entre el oxígeno y el nitrógeno es característico. Estos dos elementos tienen una abundancia comparable en el Universo y las masas de sus átomos son casi las mismas. Pero en la Tierra el oxígeno es mucho más abundante que el nitrógeno (en realidad, diez mil veces más abundante), a causa de su actividad que contrasta con la relativa inercia del nitrógeno.

A menos de 120 000 000 de kilómetros del Sol, el agua no podría subsistir aislada en estado líquido y menos aún dar origen a los extraordinarios gérmenes que serán los cristales de hielo: y aun habrá que ir más lejos para que la acreción retenga el amoníaco y el metano. Por lo tanto, el núcleo de los primeros planetas estará formado esencialmente por óxidos metálicos.

Tabla III A

| Revolución sideral⁽¹⁾ | Mitad eje mayor en UA⁽²⁾ | Mitad eje mayor en millones de km
Mercurio | 87,969 d | 0,387 1 | 58
Venus | 224,701 d | 0,723 3 | 108,2
Tierra | 1 año 0,006 d | 1 | 149 597
Marte | 1 año 321,730 d | 1,523 7 | 228
Júpiter | 11 años 314,839 d | 5,202 6 | 778
Saturno | 29 años 166,98 d | 9,554 8 | 1430
Urano | 84 años 7,45 d | 19,218 1 | 2875
Neptuno | 164 años 280,3 d | 30,109 6 | 4503
Plutón | 248 años 157,1 d | 39,517 7 | 5911

Los principales componentes del sistema solar: características de las órbitas (A)

(1) La revolución sideral, que vuelve el planeta al mismo punto de su órbita, representa el año del astro. Científicamente, podemos definirla como «el tiempo necesario para que la longitud media del Sol aumente en 360°».

La unidad de tiempo llamada «año» es el año Juliano que, en números redondos, tiene por definición el valor de trescientos sesenta y cinco días y seis horas.

(2) La unidad astronómica (UA) puede considerarse como la distancia media de la Tierra al Sol (véase Apéndice)[ver].

Tabla III B

Inclinación de la órbita

Excentricidad de la órbita
Revolución sinódica⁽¹⁾ (días)

Velocidad media sobre la órbita (km/s)

7° 0'
0,205 6
115,877
47,86

3° 23'
0,006 8
583,921
35,02

0,016 7

29,78

1° 51'
0,093 3
779,936
24,12

1° 18'
0,048 4
398,884
13,05

2° 29'
0,055 7
378,092
9,63

0° 47'
0,046 9
369,656
6,80

1° 46'
0,009
367,487
5,43

17° 9'
0,249
366,2
4,74

Los principales componentes del sistema solar: características de las órbitas (B)

(1) La revolución sinódica pone a un planeta en conjunción o en oposición con el Sol.

La revolución sideral de la Tierra se efectúa en trescientos sesenta y cinco días, seis horas, nueve minutos y diez segundos.

La gravitación entra en escena

Los protoplanetas, al aumentar de volumen, adquirirán un poder gravítico, que modificará sus condiciones de evolución.

Cuando la masa era solamente la millonésima o incluso la milésima parte de la masa terrestre, la gravitación de los objetos creados por acreción era despreciable. Pronto dejará de ocurrir así y los protoplanetas tendrán un verdadero poder de atracción, que hará que ya no se contenten con la materia que encuentren a su paso, sino que les llevará a absorber la que bordea su ruta.

Y este proceso será el punto de partida de otra retroacción que recordará el nacimiento de las estrellas: un aumento de la masa se traduce por un aumento del poder gravífico, que a su vez tiene por consecuencia una acentuación de la captación de materia. Si la región que atraviesa el joven planeta es fértil aún, es decir, si todavía posee reservas apreciables de gas y polvillo, se iniciará entonces una nueva fase en el crecimiento de dicho planeta, mucho más brusca y que dotará de atmósfera a los planetas llegados a esta etapa.

Se da el nombre de atmósfera a los compuestos retenidos en estado gaseoso; únicamente la gravitación se opone a su escape. Basta que la velocidad de escape sea netamente superior a la velocidad media de las moléculas. Se produce entonces una doble selección con la naturaleza de los gases y la temperatura, que en nuestro sistema solar creará la demarcación entre dos grupos de planetas.

38. Composiciones atómicas comparadas del Universo y la Tierra

Estas figuras indican la abundancia respectiva de los núcleos de los diversos elementos. En la Tierra, el hidrógeno aún ocupa la segunda posición. La clasificación es distinta si se tiene en cuenta el peso (véase la tabla I)[ver].

Los dos grupos de planetas

Los planetas próximos al Sol nacieron en una región cálida, que no les permitía conservar los gases ligeros. Por ejemplo, en la región de Mercurio, las moléculas de hidrógeno poseen una velocidad media de 3,6 km/s: era imposible que el astro las retuviese[34]. Y por otra parte, en las regiones más próximas al Sol, el gradiente elevado de la velocidad circular tuvo por consecuencia, como sabemos, una división muy junta del disco planetario.

O sea, que el primer planeta se formó en una región estrecha, en la que prácticamente no podía retener ningún gas. Mercurio fue el planeta sin atmósfera permanente del sistema solar y su estructura es característica, pues se trata de un planeta pequeño y de gran densidad.

La masa de Mercurio, efectivamente, es dieciocho veces menor que la de la Tierra: su valor exacto aún es mal conocido y su diámetro tampoco se conoce con precisión, por lo que es difícil calcular con exactitud la densidad mercuriana. Sin embargo, se considera que está comprendida entre las cifras 5,5 y 6,2, lo que constituiría un récord en el sistema solar, en el que este primer planeta aparecería como un pedrusco metálico, con los materiales más refractarios reunidos en una región tórrida.

Los planetas que vienen a continuación también son densos: Venus, 5,1; Tierra, 5,5; Marte, 3,9. Pero se hallan rodeados por una atmósfera.

De todos modos, en el caso de estos cuatro planetas telúricos, se registra una notable coherencia dentro de una misma gama de materiales pesados.

En cambio, en el caso de los planetas más distantes, el proceso de acreción creó únicamente núcleos: efectivamente, la medición de los momentos de inercia revela la presencia de núcleos densos en el interior de estos astros. Pero al encontrarse en regiones frías y fértiles, permitieron que se desarrollasen gigantescas retroacciones gravíficas: los gases del medio ambiente se acumularon alrededor de estos núcleos, según un mecanismo que recuerda el crecimiento de una estrella. Al propio tiempo, las presiones elevadas licuaron los gases, el hidrógeno inclusive. Este último elemento incluso se solidificó a veces, continuando el proceso de crecimiento del planeta hasta el agotamiento total de la materia que encontró en sus regiones.

Por ello, la gravitación hará de Júpiter un objeto enorme: su núcleo, en efecto, evolucionaba en el seno de una región inmensa, abundantísima en hidrógeno libre o combinado (con el carbono y el nitrógeno), cuya retención se hizo en cantidades ingentes. Aunque sólo tiene una densidad de 1,34, este mundo posee una masa trescientas dieciocho veces superior a la de la Tierra.

La densidad de Saturno aún es menor: 0,7. Este mundo está constituido fundamentalmente de hidrógeno y helio. Pero a esta distancia del Sol, el hidrógeno ya se ha escapado en grandes cantidades: un exceso de cuatro kilómetros por segundo sobre la velocidad circular permite una evasión definitiva del dominio solar. Por lo tanto, el empobrecimiento del medio ambiente no permite una masa comparable a la de Júpiter. La masa de Saturno, pues, sólo es superior noventa y cinco veces a la de la Tierra.

Tabla IV A

Masa (10²⁴ kg)

Densidad (agua = 1)

Radio⁽¹⁾ (km)

Aplastamiento

Sol
1 986 600
1,40
696 500±500

Mercurio
0,326
6
2330±50

Venus
4,881
5,13
6100±50

Tierra
5,975
5,25
6371,02±0,05
1/298,37

Marte
0,643
3,88
3407±5
1/190,4

Júpiter
1896,7
1,33
69 774±50
1/15

Saturno
567,6
0,71
58 450±50
1/9,5

Urano
87,13
1,3
25 500 ±2000

Neptuno
101,9
2,2
22 000±2000

Plutón
0,6
5,5
3000±150

Los principales componentes del sistema solar: características de los astros (A)

(1) Radio de la esfera teórica que tuviese el volumen del astro (modelo esférico). Indicamos estos valores con la mayor precisión posible en la actualidad: los datos son muy inciertos para los planetas alejados de la Tierra.

Tabla IV B

Albedo⁽¹⁾

Gravedad

Velocidad de evasión (km/s)

Revolución del satélite

rasante⁽²⁾

Rotación del astro

Inclinación del ecuador sobre su órbita

273,16
618,7
2 h 46
25 a 29 d

0,05
4,00
4,28
l h 21
58 d

0,64
8,75
10,351
l h 27

0,39
9,82
11,189
l h 24
23 h 56 min 4 s
23° 27'

0,15
3,69
5,038
l h 40
24 h 37 min 23 s
24° 5'

0,42
25,99
59,69
2 h 58
9 h 50 a 9 h 56
3° 6'

0,45
11,08
35,49
4 h 15
10 h 14 a 10 h 40
26° 42'

0,46
9,89
21,6
2 h 56
10 h 42
98°

0,53
10,99
22,8
2 h 52
15 h 48
29°

4,7
5,2
l h 24

Los principales componentes del sistema solar: características de los astros (B)

(1) El albedo es la fracción de la luz solar que el planeta refleja al espacio.

(2) Se trata de un satélite que gravitase rasando el ecuador, suponiendo que el planeta estuviese desprovisto de atmósfera.

Más allá, la evasión del hidrógeno aún es más acentuada. Al llegar a la órbita de Urano, se realiza con un exceso de 2,8 km/s respecto a la velocidad circular, que es de 2,25 km/s tan sólo en la órbita de Neptuno; de manera que cuando se ejerció la fuerza gravitatoria de estos dos planetas, encontró un medio ambiente en el que la desaparición del hidrógeno ya estaba muy avanzada.

Por lo tanto, encontraremos densidades de nuevo crecientes; 1,6 para Urano y 2,2 para Neptuno. Y estos grandes planetas tendrán una masa que «solamente» será 14,6 y 17,5 veces superior, respectivamente, a la masa de la Tierra. Por último, Plutón, de masa muy pequeña, tiene sin duda una densidad aún más elevada.

Pero la asimetría continúa siendo flagrante: la densidad media de los planetas exteriores es de 1,4, mientras que la de los interiores es de 5,23.

La imagen de un observador lejano

Por consiguiente, la existencia en nuestro sistema de dos zonas separadas por la línea de demarcación de la retroacción gravífica es muy característica; la masa de los planetas exteriores es doscientas diez veces superior a la de los planetas telúricos y a primera vista nuestro sistema solar parecería constituido esencialmente por planetas enormes. Éstos son los únicos que descubriría un observador situado en un mundo lejano, pues Júpiter, por sí solo, se adjudica más del 71% de la masa total de los planetas, cifra que con la pareja Júpiter-Saturno asciende a 93%.

Así, la primera imagen de nuestro sistema solar que tendría este hipotético observador, se reduciría a Júpiter girando alrededor del Sol. Después se ampliaría con el descubrimiento de Saturno y por último surgiría el modelo de un Sol rodeado de cuatro planetas. Luego, haría falta mucha paciencia para descubrir los primeros planetas exteriores en los que también la asimetría es sorprendente, pues la Tierra y Venus, por sí solos, se reparten el 92% de la masa de los planetas telúricos.

De una manera esquemática, pues, nuestro sistema solar es el Sol y Júpiter.

Tabla V

| Masa | Densidad (Tierra=1) | Radio | Volumen | Gravedad media | Gravedad polo/ecuador
Sol | 333 430 | 0,254 | 109,32 | 1 300 000 | 27,9 |
Mercurio | 0,055 | 1,1 | 0,37 | 0,050 | 0,41 |
Venus | 0,815 | 0,93 | 0,957 | 0,90 | 0,88 |
Tierra | 1 | 1 | 1 | 1 | 1 | 1,03/0,97
Marte | 0,108 | 0,69 | 0,534 | 0,157 | 0,37 |
Júpiter | 317,4 | 0,24 | 10,96 | 1308 | 2,53 | 2,90/2,30
Saturno | 95,3 | 0,13 | 9,17 | 773 | 1,18 | 1,31/0,84
Urano | 14,6 | 0,29 | 3,70 | 51 | 1,08 |
Neptuno | 17,1 | 0,39 | 3,53 | 44 | 1,12 |
Plutón | 0,1 | 1 | 0,46 | 0,1 | 0,5 |

Características relativas de los principales astros del sistema solar

(Por definición, se toman por unidad las características de la Tierra).

Y resulta característico que solamente este planeta sitúe el centro de gravedad del sistema fuera del Sol. Según los principios de la mecánica celeste, en efecto, no puede decirse que un astro gira alrededor de otro, sino que en realidad ambos giran alrededor del centro de gravedad propio de la pareja que constituyen. Pero teniendo en cuenta la desproporción de masas, el centro de gravedad del sistema Sol-Tierra se encuentra en el interior mismo del Sol y la situación es idéntica para todas las parejas constituidas por el Sol y cada uno de los planetas tomado por separado, salvo Júpiter, pues el centro de gravedad común del sistema Sol-Júpiter se encuentra aproximadamente a cincuenta mil kilómetros de la superficie del Sol.

Por esta razón, es menester estudiar el sistema solar teniendo en cuenta la gravitación conjunta del Sol y de Júpiter, pues la influencia de éste es grande en las regiones próximas al mismo, ya que ha llegado incluso a modificar las órbitas de los demás planetas.

De lo que antecede se deduce que no debemos considerar nuestro sistema solar como un sistema rígido. Los astrónomos descubren lentas variaciones de excentricidad y cambios en la inclinación de las órbitas. Algunas modificaciones revisten un carácter periódico, mientras que otras indican verdaderos «desplazamientos».

El comportamiento de Júpiter respecto a los pequeños planetas, planetoides o asteroides fue típico. Estos minúsculos mundos que forman un cinturón entre Júpiter y Marte ofrecen en la actualidad un aspecto de lo más extraño. Ceres y Vesta, los dos más importantes, tienen unos 560 km de diámetro; la mayoría de ellos —hoy se conocen más de 1640— son de dimensiones insignificantes. Los astrónomos atribuyeron su existencia a la influencia de Júpiter, que impidió la formación de un astro único; además, pensaron que los múltiples grumos nacidos por acreción, pudieron dar origen a astros muy próximos, de cuyas colisiones nacieron los asteroides.

El «recorte» hecho por Júpiter del reino de estos planetoides es muy claro. A causa de su reducida masa, los asteroides poseían una fuerza gravitatoria muy débil y por lo tanto podemos decir que estaban condenados a inclinarse ante la voluntad de Júpiter.

Tomando por unidad el período de revolución de Júpiter en torno al Sol, los períodos de revolución de los planetoides tienen duraciones comprendidas entre 0,28 y 0,56. Consideremos ahora las fracciones más sencillas dentro de esta gama: 1/2, 1/3, 2/5 y 3/7. Si trazamos una gráfica que indique la abundancia de planetoides en relación con el período de revolución, encontraremos «claros» para estas fracciones simples, correspondientes a las resonancias más marcadas.

La influencia de Júpiter sobre la órbita de los pequeños planetas se manifiesta de otro modo: sus perihelios se hallan concentrados en la parte opuesta del perihelio de Júpiter.

Los planetas y la temperatura

La verdad es que en una cibernética planetaria, no sólo cada etapa prepara la siguiente, sino que los efectos de los diferentes procesos se rigen de una manera muy estrecha.

El factor térmico jugó un papel determinante para retener las atmósferas. Pero en la génesis de los planetas descubriremos una extraordinaria cascada de efectos caloríficos.

En el disco planetario primitivo reinaban «temperaturas de ambiente» que dependían de las distancia al Sol.

Pero cuando los protoplanetas empezaron a formarse, apareció una «temperatura de colisión» con la velocidad relativa de los elementos componentes que los hicieron más pesados: su energía cinética se convirtió entonces en energía calorífica.

A 150 000 000 de kilómetros del Sol —y estas conclusiones sin duda son válidas para cualquier estrella que poseyese una masa solar— la velocidad circular es de 30 km/s, y las «velocidades elípticas» se hallan prácticamente comprendidas entre 25 y 35 kilómetros segundo. Es decir, que los encuentros se efectuaron con velocidades de varios kilómetros por segundo. Así, originaron un calor apreciable; esto es lo que significan las colisiones inelásticas a que hemos aludido, para comprender la rotación de los planetas.

Lo mismo que la temperatura ambiente, esta temperatura de colisión disminuyó a medida que nos alejábamos del Sol, a consecuencia de la reducción de las velocidades. En la órbita de Saturno, por ejemplo, la velocidad circular y por lo tanto la velocidad probable de los encuentros son tres veces menores que en la órbita de la Tierra, lo que corresponde a temperaturas de colisión nueve veces menores.

Pero estos dos factores térmicos se encontrarán desbordados por la marea de la retroacción gravífica, que impondrá al planeta un calor que crecerá con la masa, sea cual fuere la órbita.

Cuando los planetas alcanzan una talla suficiente para atraer el polvillo y los diversos componentes de sus proximidades, no hay duda de que éstos «caerán» sobre el planeta, abordando sus capas exteriores con una velocidad próxima a su velocidad de escape. Cuando ésta alcanza varios km/s, hay que tener en cuenta que el planeta recibe así una energía considerable, que se traduce en la creación de calor. Esto es una ley general: al hallarse envuelto por una nube de materia, un objeto que tenga una masa suficiente se volverá incandescente bajo el impacto de las partículas que chocan contra él. Esto provocará un calentamiento, que irá en aumento constante en una materia indefinidamente fértil.

En realidad, la situación es un poco diferente en las distintas regiones del disco planetario.

Los planetas vecinos al Sol ya nacieron a elevada temperatura y esta retroacción gravífica se desarrolla dentro de límites estrechos. Así, no adquiere una gran amplitud, procurando únicamente a los astros una nueva aportación de calor que los «recocerá».

La situación de los planetas más lejanos es distinta. Nacieron fríos, de unos elementos componentes animados de pequeñas velocidades relativas y que evolucionaban en regiones cuya temperatura ambiente era baja. Por lo tanto, estos planetas pudieron retener grandes cantidades de hidrógeno. El principio de su calentamiento estará señalado por la retroacción gravífica. Al llegar a esta etapa, sin embargo, la elevación de temperatura ya no puede disgregar al astro, teniendo en cuenta su gravitación. El planeta, que ha tenido ocasión de aumentar mucho de tamaño en la inmensa región por la que evoluciona, se ve sometido a un prodigioso recalentamiento superficial. Este movimiento se registró con una amplitud extraordinaria en Júpiter y Saturno, que al final de su crecimiento tendrán velocidades de escape considerables.

El cálculo es muy elocuente. Imputar a las moléculas de metano una velocidad de 50 km/s —y cuando el crecimiento de Júpiter termine, las velocidades de llegada de los elementos componentes rebasarán ampliamente esta cifra, pues la actual velocidad de escape alcanza 60 km/s— equivale a citar una temperatura de 16 000 000 de grados, en la que por supuesto dichas moléculas no pueden existir; las capas superiores de la atmósfera joviana y la superficie del astro tienen las mismas características que un brasero.

3.— Los sistemas de los grandes planetas

Lejos del Sol, los grandes planetas se vuelven incandescentes al llegar a una etapa avanzada de su desarrollo. Así en el mismo corazón de sus dominios, nos aparecen como auténticos soles.

Estos dominios son considerables, teniendo en cuenta la masa de estos planetas y su alejamiento del Sol. Un rasgo característico de los planetas lejanos es la gran extensión de espacio que cae bajo su dominio.

La atracción del astro, ciertamente, no es jamás nula: en el sistema solar, como en todo el Universo, cada masa actúa sobre todas las demás y los efectos de las atracciones se discuten con relación a las velocidades relativas. Esto no obsta para que se considere la autonomía gravífica de un planeta, considerando el espacio en que su gravitación vence por un amplio margen a la del Sol. Así, por ejemplo, los astrónomos convienen en que una relación superior a 100 define una «esfera de dominio».

Pero surge una diferencia radical entre los grupos de planetas. Si tenemos en cuenta su modesta masa y su proximidad al Sol, los primeros planetas tuvieron esferas de dominio pequeñísimas: sus radios actuales son de 26 000 y 12 700 km para la Tierra y Venus, respectivamente.

En cambio, los planetas lejanos se adjudicaron esferas de dominio enormes: la de Júpiter cuenta hoy con un radio de 2 400 000 km. Y esta cifra dará una idea de la independencia adquirida por el joven mundo joviano, en el corazón de una región que aún estaba fuertemente disciplinada bajo la influencia del Sol.

Saturno posee una esfera de la misma magnitud: este mundo tiene una masa algo superior a la cuarta parte de la joviana, pero está dos veces más alejado del Sol que Júpiter, por lo que evoluciona en una región donde la atracción solar es cuatro veces menor.

Un proceso de centrifugación

En la última fase de su formación, por lo tanto, los grandes planetas gobernaban unos verdaderos universos en miniatura. Y la materia que contenían sería sometida a un intenso tratamiento centrifugador, del que aún hallamos las trazas observando que Júpiter y Saturno todavía se caracterizan por sus variaciones apreciables de gravedad según la latitud.

En la superficie de nuestro mundo, estas variaciones son insignificantes. Si tomamos por referencia la gravedad g de un «modelo» de Tierra de forma esférica —esta gravedad confiere a un litro de agua un peso de 9,81 newtons— la gravedad real en los polos de nuestro planeta tiene un valor de 1,02 g, mientras que en el ecuador es de 0,98 g. Estas diferencias son debidas al achatamiento del planeta y a la fuerza centrífuga, que en el ecuador tiende a lanzar los cuerpos al espacio. Pero los efectos de estas causas en nuestro planeta son mínimos.

En cambio, Júpiter gira sobre sí mismo solamente en nueve horas cincuenta minutos. Esta veloz rotación proporciona al planeta un achatamiento de 1/15, y la gravedad de Júpiter, que es de 2,90 g en los polos, desciende a 2,30 g en el ecuador. Y en Saturno, la diferencia aún es más impresionante: entre los polos y el ecuador, la gravedad disminuye de 1,30 g a 0,84 g.

Los dos grupos de planetas

Como las jóvenes estrellas y como las galaxias, los grandes planetas incandescentes dieron forma de disco a la materia que quedó fuera del astro. Así aparecieron modelos reducidos de sistemas solares, en los que se reproducirían, con la misma lógica, idénticos fenómenos de acreción. La materia esparcida alrededor de estos planetas se vio obligada a condensarse en familias de satélites.

Tabla VI A

Diámetro (km)

Masa (Luna=1)

Duración de la revolución

Amaltea (V)
180 (?)

11 h 57 min

Io (I)
3500
1,1
1 d 18 h 28 min

Europa (II)
3100
0,65
3 d 13 h 14 min

Ganímedes (III)
5000
2,10
7 d 3 h 43 min

Calisto (IV)
4500
1,30
16 d 16 h 32 min

VI
130 (?)

250 d 15 h

X
30

254 d

VII
50

260 d

XII
15

600 d

XI
15

692 d

VIII
40

739 d

IX
40

745 d

El sistema de Júpiter (A)

Los números de los satélites corresponden al orden del descubrimiento. La excentricidad de los cinco primeros, siempre muy pequeña, es en realidad variable a causa de los acoplamientos fortísimos que existen entre estos satélites.

Mientras continuaban girando alrededor del Sol, estos planetas iniciaron la creación de unos universos que repetían a escala reducida el sistema solar, del mismo modo que en arquitectura se repiten los motivos dominantes en las decoraciones secundarias.

Algunos de estos satélites tuvieron masas irrisorias. Otros fueron comparables a pequeños planetas, pero en ningún caso la retroacción gravítica encontró un medio que pudiese asegurarle una verdadera amplitud.

Con todos estos sistemas planetarios en miniatura ofrecen un inmenso interés para el especialista. Antes, los astrónomos lamentaban no poder estudiar más que un solo sistema. Pero en el terreo físico, los grandes planetas representaron el papel de estrella cuando se organizaron sus dóminos y sus estructuras estaban inspiradas en el sistema solar.

Tabla VI B

Semieje grande en radios de Júpiter | Semieje grande (1000 km) | Excentricidad de la órbita | Inclinación con relación a la órbita de Júpiter⁽¹⁾ | Velocidad de evasión (km/s)
2,54 | 181,5 | 0 | 3° |
5,91 | 420 | 0 | 3° 7' | 2,5
9,40 | 670 | 0 | 3° 6' | 2,1
14,99 | 1068 | 0 | 3° 2' | 2,4
26,36 | 1880 | 0 | 2° 43' | 2,1
160,46 | 11 400 | 0,155 | 29° |
162 | 11 550 | 0,08 | 28° 30' |
164 | 11 750 | 0,207 | 27° |
293 | 21 000 |  | 160° |
317 | 22 600 | 0,21 | 165° |
329 | 24 000 | 0,38 | 148° |
338 | 24 100 | 0,27 | 156° |

El sistema de Júpiter (B)

(1) Cuando la inclinación es superior a 90°, el satélite es «retrógrado».

El mundo de Júpiter

Por lo que a esto concierne Júpiter ofrece abundantes enseñanzas, a causa de la notable situación de sus dominios, que pudieron constituirse en el centro de una región particularmente fértil.

Gigantesco por sus dimensiones, Júpiter también tenía que serlo por el número y el tamaño de sus satélites.

En enero de 1610, Galileo descubrió en Padua los cuatro más importantes, al comprender que los puntos brillantes vistos el mes anterior por Simón Marius —Io, Europa, Ganímedes y Calisto— eran efectivamente satélites de Júpiter. El acontecimiento puede considerarse memorable. Por aquel entonces, la estructura del sistema solar aún no estaba unánimemente admitida. Y de la noche a la mañana, se descubría la presencia de un verdadero sistema copernicano alrededor de un planeta.

Estos cuatro satélites «galileanos» de Júpiter ocuparon un lugar considerable en la historia, no solamente de la ciencia sino de las técnicas. Sus pasos y sus eclipses, en efecto, proporcionaron el primer reloj universal cuyas indicaciones, comparadas con un cuadrante solar, permitieron conocer la longitud exacta de diferentes lugares. Esto provocó una revolución en la cartografía del Asia e incluso la superficie de Francia tuvo que reducirse. Y teniendo en cuenta las diferencias de horario según la distancia Tierra-Júpiter, aquellos satélites galileanos de Júpiter permitieron que se calculase la velocidad de la luz.

Sus diámetros se hallan comprendidos entre los 3000 y los 5000 kilómetros.

Se determinó además la masa de estos satélites y por lo tanto se pudo calcular su densidad. Ésta reveló un sorprendente descenso: Io, 4,5; Europa, 3,6; Ganímedes, 2,8; Calisto, 2,0. El hecho sorprendió a muchos astrónomos, que vieron en aquella disminución (que sin duda indicaba un creciente tanto por ciento de gas carbónico solidificado) el resultado de la destilación que Júpiter, incandescente, provocó en sus dominios, tal como el Sol había hecho en su sistema.

Además, Io, Europa, Ganímedes y Calisto gravitan en planos que forman un ángulo muy pequeño con el plano ecuatorial de Júpiter.

Finalmente, sus distancias obedecen a una ley excepcional que es una trasposición de la ley de Titius-Bode: la distancia se multiplica aproximadamente por 1,66 de un satélite al siguiente.

Este universo de los cuatro principales satélites de Júpiter es notable por el hecho de que todos ellos se encuentran claramente en el interior de la esfera de dominio del planeta, pues el más alejado está a 1 800 000 kilómetros.

Aún más: si consideramos únicamente los tres primeros, podremos afirmar que sus respectivas distancias del centro de Júpiter (Io, 422 000 km; Europa, 671 000 km; Ganímedes, 1 071 000 kilómetros) los llevan a gravitar en la zona profunda de la esfera de dominación joviana, donde la gravitación del planeta supera por un factor de más de 500 a todas las restantes masas del Universo.

Y dicho aislamiento se traduce por un notable acoplamiento, pues las revoluciones de Io, Europa y Ganímedes obedecen a una ley de resonancia que ya fue descubierta por Laplace (las longitudes medias a, b, c de estos satélites están siempre unidas por la relación: a + 2b − 3c = 180°).

Doce satélites conocidos

En realidad, otro satélite, que lleva el número V en las tablas astronómicas, gravita aún más cerca de Júpiter que Io. Es Amaltea, descubierto en 1892. Su diámetro parece ser inferior a los 200 km, y con este astro comienza sin duda la serie de los alejamientos exponenciales: su movimiento, sin embargo, está fuertemente perturbado por el abultamiento ecuatorial de Júpiter, como les ocurre a nuestros satélites artificiales puestos en órbitas bajas.

Se han identificado otros siete satélites, que sus características dividen en dos grupos, situados a unos doce millones de kilómetros (con los planos inclinados 28° respecto a la órbita de Júpiter) y después entre quince millones y treinta y cinco millones de kilómetros. Este último grupo está compuesto de satélites retrógrados de marcada excentricidad.

Los satélites de los grandes planetas, en efecto, se dividen en dos categorías: la materia que puebla el espacio de una esfera de dominación se encuentra encerrada en una verdadera botella gravífica, pero nada impide la llegada de masas extrañas.

Por el contrario, cuanto mayor sea esta esfera, mayor será la probabilidad de que se produzcan reacciones gravitatorias, que en realidad dependen no de las esferas de dominación sino simplemente de las esferas de influencia de los planetas, en cuyo interior su atracción «compite» con las demás influencias cósmicas. Y la esfera de influencia joviana tiene un radio de 48 000 000 de kilómetros.

El anillo y los satélites de Saturno

El mundo de Saturno es también muy notable, pues este planeta posee un volumen casi igual a Júpiter, a pesar de tener una masa tres veces y media menor.

Y este planeta gira sobre sí mismo en el ecuador solamente en diez horas catorce minutos, mientras que un satélite saturniano colocado en una órbita ecuatorial próxima a la superficie, describiría una revolución en cuatro horas quince minutos. Por lo tanto, si Saturno girase dos veces y media más de prisa, los objetos situados en el ecuador dejarían de tener peso. No conocemos ningún otro mundo en que la fuerza centrífuga esté tan cerca de arrancar la atmósfera. En la actualidad, los astrónomos consideran que la velocidad de Saturno, como la de Júpiter, varía con la latitud: en 1960, la observación de unas manchas permitió comprobar que en la latitud de 57° norte, Saturno efectuó una revolución en diez horas treinta y nueve minutos.

Tabla VII A

Diámetro (km)

Masa (Luna=1)
Duración de la revolución

Mimas I
500 (?)
0,005
22 h 37 min

Encélado II
500 (?)
0,002
1 d 8 h 53 min

Tethys III
1200 (?)
0,008
1 d 21 h 18 min

Dione IV
1200 (?)
0,014
2 d 17 h 41 min

Rea V
1500 (?)
0,03
4 d 12 h 25 min

Titán VI
4700
1,7
15 d 22 h 41 min

Temis (X)
?

20 d 20 h 24 min

Hiperión VII
400 (?)

21 d 6 h 38 min

Japeto VIII
1500 (?)
0,02
79 d 7 h 55 min

Febe (IX)
200 (?)

550 d 11 h 24 min

El sistema de Saturno (A)

Así se explicarían los vientos que parecen barrer la atmósfera de este planeta y que poseen una velocidad superior a un kilómetro por segundo en el ecuador.

Tabla VII B

Gran semieje en radios de Saturno | Gran semieje (1000 km) | Excentricidad de la órbita | Inclinación con relación, a la órbita de Saturno⁽¹⁾ | Velocidad de evasión (km/s)
3,07 | 185,7 | 0,0201 | 27° | 0,05
3,94 | 238,3 | 0,044 | 28,1° | 0,1
4,88 | 295,1 | 0 | 27° | 0,05
6,24 | 377,4 | 0,0022 | 28,1° | 0,07
8,72 | 527,4 | 0,0010 | 28,1° | 0,1
20,22 | 1223 | 0,0289 | 27,1° | 2,6
24,17 | 1462 | 0,23 | 39,1° |
24,49 | 1481 | 0,1043 | 27,3° |
58,91 | 3565 | 0,0283 | 18,1° | 0,07
214,4 | 12 951 | 0,166 | 175° |

El sistema de Saturno (B)

(1) La misma observación que para Júpiter: el satélite es retrógrado si la inclinación es superior a 90°.

La astronáutica ya nos ha familiarizado con el concepto del «satélite estacionario», cuyo período de rotación corresponde a la revolución del planeta. En el caso de la Tierra, por ejemplo, sabemos que este satélite, llamado de «veinticuatro horas», debe gravitar a una distancia de 35 900 km de la superficie; o sea, más de cinco veces el radio de nuestro globo. En el caso de Saturno, la altitud de un satélite estacionario sería únicamente 0,8 veces el radio del astro. Pero dicha altitud se encuentra precisamente en el corazón del célebre anillo que rodea al planeta.

De lo cual se deduce que dicho anillo debe de ser un resto del disco que antaño rodeaba a Saturno. Nos conserva una imagen del aspecto primitivo que debían de ofrecer los grandes astros: la parte del disco, más próxima a Saturno dio origen al anillo actual, en la zona de los satélites estacionarios, mientras que la materia más alejada formó los primeros satélites —Mimas, Encélado, Tetis, Dione, Rea— cuyas distancias también obedecen a una ley exponencial (se multiplican aproximadamente por 1,28 de un satélite al siguiente). Se observará además que sus masas aumentan de manera regular.

El anillo es estable y se mantiene en torno a Saturno sin que por ello constituya un verdadero objeto: se trata de una colección de microsatélites, constituidos al parecer por minúsculos bloques de hielo, que gravitan aisladamente en torno al planeta. Y este conjunto está «cortado» por los satélites principales de Saturno, del mismo modo que, en el sistema solar, los dominios de los asteroides lo están por la gravitación joviana.

Los astrónomos distinguen alrededor de Saturno un anillo exterior A que se extiende de 136 000 a 115 000 km del centro de Saturno, separado del anillo B (de 111 000 a 90 000 km) por la división llamada de Cassini. Ahora bien, los objetos que se encontrasen en esta división efectuarían una revolución completa en algo más de once horas y estarían simultáneamente en resonancia con Mimas (período doble), Encélado (período triple) y Tetis (período cuádruple). Finalmente, después de otra división, que Kirkwood atribuye a otra resonancia (un tercio del período de Mimas), se encuentra el anillo C o «anillo de crespón», que se extiende de 85 000 a 72 000 km del centro, descendiendo por lo tanto hasta 11 000 km de la superficie de Saturno (cuyo radio ecuatorial rebasa ligeramente los 60 000 km). O sea, que, como en el caso de Júpiter, podemos hablar de un acoplamiento gravífico entre el planeta, su anillo y los primeros satélites que gravitan en el mismísimo corazón de los dominios del coloso.

Titán

El sexto satélite de Saturno, llamado Titán, merece una atención particular. Fue el primero descubierto, a causa de su tamaño, que lo hace aparecer como el único satélite «grande» del planeta: así pudo verlo ya Huyghens en 1655.

Su diámetro es de 4800 km y su masa es 0,02 de la de la Tierra, o sea 1,64 de la masa lunar. Es una masa importante para un satélite, a pesar de que para un planeta resulte muy pequeña.

Pero el hecho notable es que Titán posee una atmósfera densa, compuesta sin duda de metano y amoníaco, descubierta por Kuiper en 1944. De momento, esto parecía casi increíble. Las características de Titán le asignan una velocidad de escape que solamente es de 2,6 km/s. Téngase en cuenta que una atmósfera se disipa en unos cuantos miles de años, si la velocidad media de sus moléculas alcanza tan sólo una cuarta parte de la velocidad de escape.

Actualmente, la retención de esta atmósfera se explica teniendo en cuenta la bajísima temperatura de Titán, lindante con los −150 °C; por lo tanto, las velocidades medias de las moléculas son inferiores a los 450 m/s. Pero, además, se cree que durante su existencia Titán nunca conoció una temperatura de 0 °C (a esta velocidad, en efecto, las moléculas de metano y amoníaco poseen velocidades próximas a los 650 m/s) y por lo tanto, este mundo fue creado completamente en frío, en un ambiente frío, según un proceso de acreción desprovisto de calor formativo y sin una retroacción gravífica intensa.

En los confines del sistema solar

Los satélites de Saturno son menos numerosos y más pequeños que los de Júpiter. Más allá, el empobrecimiento de los lejanos dominios solares provocará nuevas restricciones, cuya prueba hallaremos en el sistema de Urano.

Este planeta gira en torno a un eje casi acostado sobre el plano de la órbita, pues forma un ángulo de 97° con la perpendicular a dicho plano. Hay que suponer, pues, que los satélites regulares nacidos en el disco ecuatorial tendrían que gravitar en un plano casi perpendicular al plano de la eclíptica. Y es precisamente esto lo que sucede.

Se conocen desde hace mucho tiempo cuatro satélites de Urano: Ariel, Umbriel, Titania y Oberón. Sus dimensiones y sus masas no han podido calcularse con exactitud, pero sus órbitas se conocen perfectamente y se caracterizan por una excentricidad casi nula. Además, los satélites citados gravitan siguiendo el ecuador de Urano y sus movimientos son retrógrados, como la rotación del planeta.

Las distancias que median entre estos satélites también parecen obedecer, como en el caso de los satélites regulares de Júpiter y Saturno, a una relación exponencial. Las distancias están multiplicadas aproximadamente por 1,5 de un satélite al siguiente. La ley, sin embargo, no se observa con mucha precisión.

Tabla VIII: El sistema de Urano

| Diámetro (km) | Duración de la revolución | Gran semieje en radios de Urano | Gran semieje (1000 km) | Excentricidad de la órbita | Inclinación con relación a la órbita de Urano
Miranda (V) | 200 (?) | 33 h 56 min | 5,32 | 133 | ? | ?
Ariel (I) | 1000 (?) | 2 d 12 h 29 min | 7,71 | 192 | 0,01 | 97° 50'
Umbriel (II) | 700 (?) | 4 d 3 h 28 min | 10,75 | 268 | 0,01 | 97° 50'
Titania (III) | 1700 (?) | 8 d 16 h 57 min | 17,63 | 441 | 0,02 | 97° 50'
Oberón (IV) | 1600 (?) | 13 d 11 h 7 min | 23,57 | 588 | 0,01 | 97° 50'

Cuanto más nos alejamos del Sol, más se acumularán las irregularidades. Urano posee un quinto satélite: Miranda. Se trata de un satélite irregular descubierto por Kuiper en 1948, más próximo que Ariel y que gira en sentido directo. Y de Neptuno solamente conocemos dos satélites: Tritón, satélite retrógrado descubierto hace más de un siglo, y Nereida, descubierto por Kuiper en 1949. La órbita de Nereida se caracteriza por una fuerte excentricidad. Nos hallamos de pleno en el dominio de las reacciones de gravitación: la esfera de influencia de Urano ya rebasa los 50 000 000 de kilómetros. Con Neptuno, alcanzamos la cifra de 86 000 000 de kilómetros. Y podemos imaginarnos los albures de la materia perdida en estos lejanos dominios del sistema solar, en los tiempos en que el disco planetario en formación era teatro de una intensa actividad.

Por esta razón, sólo contamos con tres «verdaderos sistemas»: el de Júpiter, el de Saturno y el de Urano, prodigiosamente interesantes tanto por sus similitudes como por su semejanza con el propio sistema solar, ya que todos estos sistemas fueron forjados por una misma cibernética.

Y de paso observaremos que el «reproche» que antes hacían los astrónomos al Sol —no girar con suficiente velocidad para poder explicar el momento cinético actual de los planetas— no se aplica a los grandes planetas, que solamente dejan en sus satélites el 0,4% de su momento cinético, proporción que es de una notable uniformidad en el caso de Júpiter, Saturno y Urano. Estos planetas, en efecto, no sufrieron el intenso frenado que se ejerció sobre las estrellas jóvenes.

4.— A medio camino entre el polvo y la estrella

La génesis de los objetos secundarios nos permite asistir a un notable movimiento descendente:

El planeta más próximo al Sol, o sea Mercurio, fue un guijarro que nació en el seno de una materia ardiente.

La Tierra nació de una materia tibia cuya temperatura ascendió durante su crecimiento, pues el proceso gravífico aceleró el recalentamiento del astro.

Los planetas lejanos, nacidos de una materia fría, permanecieron fríos durante mucho tiempo. Solamente se calentaron en una etapa tardía, después de adquirir un tamaño propicio para que se manifestase su gravitación. En cuanto se calentaron, poseían cantidades importantes de hidrógeno, que su gravitación pudo retener.

Finalmente, los satélites de los planetas lejanos nacieron de una materia fría, en un ambiente frío y relativamente pobre, por lo que la gravitación no podía provocar un recalentamiento importante, O sea, que dichos astros nacieron completamente en frío.

Esta «clasificación» es la consecuencia de consideraciones térmicas pero también gravíficas, y en este caso los sistemas copernicanos de los grandes planetas tienen gran importancia, pues nos revelan situaciones que sin duda se hallaron dominadas por el proceso de acreción.

Durante mucho tiempo, el papel de la gravitación en la génesis solar fue tema de grandes controversias. Algunos especialistas hacían de ella la única responsable de la formación de objetos, como ocurrió en el seno de las galaxias. Pensaban que la densidad particularmente elevada de la nube de polvillo que rodeaba a las estrellas, hubiera permitido que se descendiese un nuevo peldaño en las retroacciones gravíficas. Otros astrónomos, en cambio, invocaban únicamente la acreción.

Entre los años 1950 y 1955, estas dos actividades estaban representadas por Kuiper y Schmidt, respectivamente. Y a decir verdad, no se trataba de una controversia que enfrentase a norteamericanos y soviéticos. La verdad era que Schmidt tenía partidarios en los mismos Estados Unidos y encontraba adversarios en su propia patria, donde Fessenkov defendía las tesis de Kuiper.

Así las cosas, Urey trató de llegar a una síntesis, considerando que ambos procesos se hallaban regidos por el mismo signo. El verdadero problema consistía en saber qué parte les correspondía a cada uno de ellos; en el sistema solar, acreción y gravitación fueron en realidad procesos complementarios.

Pero, si bien se mira ¿cómo podría haber sido de otro modo? Cuando una masa de gases o de polvo se dispersa, la gravitación sólo puede ejercerse a partir de grumos formados accidentalmente. Semejante razonamiento presupone implícitamente la acción previa de un proceso «viscoso» apto para la acreción. Por lo demás, el resultado de la acreción es el de engendrar masas cuyo poder gravífico, creciente sin cesar, acabará por ejercerse de manera apreciable…

Así podemos entrever una jerarquía, por orden de masas crecientes:

En los sistemas copernicanos de los grandes planetas, la acreción fue el agente que explica la formación de objetos. La gravitación únicamente tuvo un papel secundario.

El disco planetario del Sol tenía casi la densidad crítica que hubiera podido provocar inmediatamente el trabajo de gravitación.

Debemos plantear esta cuestión a escala cósmica: ¿qué sucedió allí donde esta densidad fue rebasada?

En realidad, la formación del sistema solar dio lugar en otros tiempos a controversias apasionadas. Sin embargo, resulta curioso que un problema tan fundamental haya merecido tan poco la atención de los astrónomos. Es lícito preguntarse por qué la nube de materia que rodeaba al Sol se condensó en objetos secundarios, en vez de dar origen a otra estrella, que hubiera constituido su compañero.

En el apogeo de su crecimiento, Júpiter tenía una velocidad de escape suficiente para hacer luminosa su atmósfera y retener al hidrógeno. ¿Qué hubiera sucedido entonces si la nube que rodeaba al Sol hubiese conservado su fecundidad, o dicho de otro modo, si Júpiter, suponiendo que se hubiese formado antes según un proceso esencialmente gravítico, hubiese funcionado en un medio que le hubiese permitido capturar cantidades de materia mucho mayores? La respuesta es evidente: la retracción gravífica hubiera continuado, según el mecanismo de una génesis estelar. Y al poseer una masa suficiente, el astro se hubiera convertido en una estrella.

El caso de las estrellas de Wolf-Rayet es característico: ya hemos tenido ocasión de aludir a estos astros muy calientes, cuya elevada velocidad de rotación provoca la eyaculación de importantes cantidades de materia. Pero téngase en cuenta que casi todas estas estrellas poseen precisamente estrellas satélites, en forma de compañeros que, en general, gravitan muy cerca de ellas, constituyendo lo que los astrónomos llaman «pares espectroscópicos». Dan a entender con ello que las estrellas que constituyen uno de estos pares están demasiado próximas para que un telescopio pueda separarlas, siendo identificadas por la superposición de sus respectivos espectros. Según Sahade, el envoltorio de la estrella principal cubre por completo al compañero.

Estas estrellas de Wolf-Rayet pueden ofrecernos un caso típico, en que la materia presente en gran abundancia alrededor de una estrella da origen a otra.

Por lo tanto, debemos suponer que los objetos secundarios se convirtieron en planetas cuando experimentaron un crecimiento bastante lento en el seno de una materia no muy abundante.

Estrellas y sistemas planetarios

De lo expuesto se deduce que la formación de los planetas se debe a un proceso relativamente crítico, que discutiremos teniendo en cuenta que nuestro sistema solar fue el producto de dos factores: una estrella y una nube de materia.

Nuestra estrella —el Sol— intervino en el proceso con sus características nucleares y gravíticas. El Sol, que es una estrella amarilla, tenía una estabilidad y funcionamiento garantizados para miles de millones de años. Su masa, además, determinaba las velocidades circulares del polvillo en el disco de materia circundante. En torno a una estrella más pesada, la disminución de las velocidades hubiera sido más brusca y, por lo tanto, el «corte» de la nube hubiera sido más apretado, creando, quizás a condiciones iguales, unos planetas más pequeños y más numerosos.

No obstante, es preciso observar que las velocidades circulares de una estrella varían con la raíz cuadrada de su masa. Asimismo, las características nucleares del astro están estrechamente vinculadas a su masa, pues las estrellas de larga vida no pueden ser sensiblemente más pesadas que nuestro Sol. Por lo tanto, si consideramos una estrella como una máquina destinada a tratar una nube de materia, podemos considerar que cabía esperar una gran semejanza de comportamiento por parte de un número elevado de estrellas.

En cambio, la dispersión será considerable en la etapa del substrato: la importancia y la composición de las nubes de materia que rodean a las estrellas pudieron variar en grandes proporciones, originando situaciones muy diversas.

Los discos de materia muy importantes y ricos en elementos pesados debieron de engendrar no unos planetas alrededor de las estrellas, sino unos compañeros, como demuestra actualmente la observación del cielo en que, con independencia del caso Wolf-Rayet, vemos que un número importante de estrellas están acompañadas de estrellas satélites.

En cambio, un disco insignificante o demasiado pobre en elementos pesados, estaba destinado a disiparse poco a poco en el espacio.

Entre estos dos casos extremos, los objetos secundarios pudieron adquirir masas muy diversas. La materia del sistema solar ya nos pone en presencia de una colección bastante heterogénea.

La dispersión es sin duda incomparablemente mayor a escala cósmica. Si bien la masa de una estrella es «determinada», la de un objeto secundario no lo es: son admisibles todos los valores entre el grano de polvo y la estrella. Si tomamos la masa de la Tierra por unidad, comprobaremos en nuestro sistema solar la presencia de un planeta de masa 318 (Júpiter), mientras que la masa de Mercurio es de 0,05 y la de algunos asteroides es inferior a una milmillonésima. Como verá el lector, las diferencias son enormes. Sin embargo, si nuestro sistema solar no muestra una colección de masas repartidas entre el átomo y la masa 318, aparece una «laguna» entre ésta y la masa del Sol que, calculando sobre esta base, rebasa la cifra de 330 000. Y es probable que esta laguna esté ampliamente colmada en otros lugares del Universo.

¿Entre estrella y planeta?

¿Cuál es, en efecto, el límite superior de la masa de un planeta? ¿Dónde hay que situar la demarcación con la etapa estelar?

Teniendo en cuenta precisamente el hecho de que, según su importancia, el disco que rodea a una estrella puede originar otra estrella o varios planetas, lo verdaderamente notable es que no exista ninguna línea precisa de demarcación y que se pase de manera al parecer continua de la estrella al planeta, según ha revelado el estudio de las microestrellas.

Así fue como a 13 años luz del Sol y junto a una pequeña estrella roja denominada «Ross 614 A», Baade descubrió en 1955 un compañero que gravitaba a 600 000 000 de kilómetros (o sea aproximadamente la distancia Júpiter-Sol). Ahora bien, la masa de Ross 614 B es el 0,08 de la masa solar, o sea veintiséis mil seiscientas veces la masa de la Tierra. Su luminosidad es sesenta y tres mil veces menor que la del Sol, pero se trata de una estrella cuyas reacciones termonucleares mantienen una temperatura superficial de 1000 grados.

La observación de estos astros es difícil a causa de su débil luminosidad —Ross 614 B tiene una magnitud absoluta de 16,8—, o al menos solamente son visibles las pequeñas estrellas que se encuentran muy próximas al Sol. Sin embargo, el censo de nuestro universo local hace pensar que estas microestrellas deben de ser numerosas.

Se puede hallar una prueba espectacular de la continuidad existente, entre microestrellas y planetas, comparando dos grupos de astros.

Hace unos años, los astrónomos se dedicaron a calcular la masa mínima que podía tener una estrella: Russell la calculó en 0,05 de la masa solar[35], o sea dieciséis mil veces la masa de la Tierra. Y esta cifra cuadraba muy bien con las observaciones. Así, Ross 614 B hubiera sido una de las estrellas más pequeñas, mientras que el compañero de Lalande 21 185, que tenía una masa igual a diez mil veces la de la Tierra, hubiera sido uno de los planetas más pesados del Universo.

Sin embargo, se ha descubierto un par designado con el nombre de «binaria visual Luyten 726-8», cuya masa total no rebasa el 0,08 de la masa solar. Incluso en el caso de que los elementos componentes —ambos estrellas— tuviesen masas casi iguales, ninguno de ellos, por lo tanto, podría tener más de 13 000 masas terrestres. Y en el caso de una asimetría, habría que suponer un claro traslapo de masas entre estrellas y planetas, hecho que se explicaría por diferencias de composición que influirían en el régimen de las reacciones termonucleares. En realidad, todas las distinciones son ficticias: aunque no fuesen incandescentes, los megaplanetas tendrían una elevada temperatura, pues de todas formas las reacciones nucleares se perpetuarían en su masa.

Sin duda estos objetos intermedios, con masas comprendidas entre las 1000 y las 20 000 masas terrestres, son extremadamente abundantes en el Universo.

Si bien las estrellas acompañadas de una pareja son numerosas, las que se hallan dotadas de planetas de gran tamaño también parecen serlo, según indican los descubrimientos efectuados en fecha reciente.

Es sabido cómo se realiza el descubrimiento. Imaginemos una estrella que posee un gran planeta. En nuestros instrumentos ópticos, éste es oscuro, o al menos se halla tan débilmente iluminado por la estrella, que es imposible verlo. Pero su movimiento perturba a la estrella, pues ambos giran en torno a su centro de gravedad común: así, para un observador lejano la estrella parecerá animada de un lento movimiento oscilatorio, tanto más fácil de señalar cuanto más alejado de ella se encuentre el centro de gravedad de la pareja.

En nuestro sistema solar, como sabemos, solamente el planeta Júpiter posee una masa tal que cree un centro de gravedad externo al Sol para el par planeta-Sol. Pero en otros sistemas, la observación ha demostrado la presencia de planetas aún más voluminosos.

Hasta la fecha, solamente han podido descubrirse megaplanetas. Pero no deja de ser notable que, de 40 estrellas vecinas del Sol, 16 hayan demostrado poseer planetas de gran tamaño.

Esto subraya el carácter general del fenómeno planeta, pues la materia abandonada alrededor de las estrellas tiene una tendencia natural a crear objetos secundarios, y confirma la dispersión de sus masas.

Shapley considera que estos astros intermedios quizá son; aún más numerosos que el conjunto de las estrellas visibles. Hasta cierto punto, esto sería lógico y demostraría la notable continuidad del concepto de astro a través de una sorprendente filiación, en la que cada categoría poseería un carácter crítico. Para la estrella, era la masa que, como sabemos, solamente podía variar en proporciones muy reducidas, mientras que la densidad podía alcanzar grandes diferencias.

La situación del planeta es exactamente contraria. La masa puede variar entre el guijarro y la estrella, mientras que la densidad es el factor crítico. En el sistema solar, varía solamente en la proporción de 1 a 10 y acaso sea ésta toda la gama de las densidades planetarias a la escala del Universo. Aún más: tal como las estrellas se diferencian esencialmente por sus masas, hemos tenido que distinguir entre dos grupos de planetas a causa de sus diferencias de densidad.

El contraste es muy significativo. Mientras la estrella era un «ser» celeste, el planeta, en realidad, no es un individuo, sino más bien un estado de la materia aparecido al final de un sutil trabajo del cosmos. Las galaxias permitieron la concentración de materia propicia para el nacimiento de las estrellas y éstas crearon los recintos donde se reunieron los elementos.

Así, pues, el Universo se organizó topológicamente. La estrella fue la fábrica productora de los elementos; el planeta recogió su producto.

10

La Tierra toma cuerpo

Ninguna fecha señaló la «terminación» de la Tierra. Nacido al hacerse más pesada a expensas de un medio ambiente que le proporcionaba esencialmente el oxígeno y los metales, nuestro planeta no vio cesar de pronto su crecimiento, sino que éste se hizo paulatinamente más lento, al empobrecerse la materia ambiente. El niño crece con rapidez, pero la talla del adolescente aumenta con lentitud. Lo mismo sucedió con la Tierra.

Y nuestro globo parece conocer en el momento actual el fin de esta etapa, aunque su crecimiento todavía continúa con extremada lentitud, pues sigue captando la materia dispersa por el sistema solar en forma de meteoritos. Debido a ello, su composición cambia imperceptiblemente todos los días y su masa aumenta.

Este hecho ya fue señalado en 1874 por el explorador sueco A. E. Nordenskiöld. Tomando muestras de nieve, consiguió aislar un polvillo oscuro que contenía hierro, cobalto y níquel. Mediante un sencillo cálculo, afirmó que la aportación metálica del cielo a la Tierra podía cifrarse en un millón de toneladas anuales. Ésta es la cifra admitida en la actualidad. En mil millones de años, esta cifra representaría una capa de varios decímetros.

Los trabajos de Nordenskiöld fueron continuados en 1957 por Pettersson, director de los observatorios instalados a gran altitud cerca de Honolulú y que utilizaba ventiladores para dirigir importantes volúmenes atmosféricos hacia unos analizadores. De esta manera, Pettersson y Rotschi consiguieron detectar 1 miligramo de polvillo meteórico en 1600 metros cúbicos de aire. Además, comprobaron que en los sedimentos recogidos en el fondo del Pacífico se señalaba un contenido en níquel particularmente elevado, que ellos atribuyeron al polvillo meteórico.

En la era espacial se han podido realizar mediciones sistemáticas y los satélites confirman la llegada de una materia meteorítica importante, observando los intercambios en doble sentido que nuestro planeta realiza con el cosmos.

Si bien la Tierra obtiene metales por este medio, por otro lado pierde elementos ligeros, según un proceso que en otras épocas debió de revestir una gran amplitud y cuyo recuerdo hallamos hoy en la exportación del hidrógeno por las capas superiores de la atmósfera. A cien kilómetros de altitud, la radiación ultravioleta del Sol actúa sobre el vapor de agua, rompiendo las moléculas y liberando el hidrógeno, rechazado de momento hacia el halo que rodea la Tierra y después al espacio interplanetario. Así parecen perderse todos los días un centenar de toneladas, pérdida que el envío de protones por el Sol solamente compensa en muy pequeña proporción.

En estos intercambios cabe ver la prolongación de la aventura planetaria. Pero debemos tener en cuenta su pequeñísima intensidad, Desde hace mucho tiempo ya no se trata de un cataclismo ni siquiera de evolución, sino de pérdidas mínimas e infiltraciones comparables a los cambios que las estrellas efectúan con el medio ambiente y que forman parte de la vida normal de los astros. Así, hace muchos miles de millones de años, la Tierra ya debía de tener aproximadamente su masa actual. El objeto Tierra ya existía y unas actividades de una nueva naturaleza iban a regir su cibernética.

¿De qué actividades se trata?

El crecimiento de la Tierra terminó con una elevación de la temperatura que tuvo profundas repercusiones en la estructura de la corteza. El resultado de ello fue que su temperatura se mantuvo a partir de entonces —lo cual es característico en los objetos secundarios— a un nivel tal, que las reacciones termonucleares ya no podían producirse.

Con todo, nuestro planeta había de poseer la herencia de un pasado que le valió cierta forma de actividad nuclear.

1.— La herencia cósmica de la Tierra

En primer lugar, la joven Tierra era teatro de una serie de transmutaciones, pues entre sus elementos constituyentes poseía elementos pesadísimos. Como ya sabemos, más allá del plomo los núcleos se aligeran, perdiendo heliones: se trata de un fenómeno espontáneo, cuyo período —que mide el tiempo al cabo del cual la mitad de los núcleos se han desintegrado— era totalmente independiente del medio en el que se encontraban los núcleos.

No olvidemos que algunos elementos tienen períodos de gran duración, lo que les permitirá desempeñar un papel durante mucho tiempo. Teniendo en cuenta que el período de un elemento se cifra en centenares de millones, es más, en miles de millones de años, su actividad irá desde luego en disminución, pero continuará manifestándose prácticamente durante toda la vida de la Tierra.

Tal será, entre nuestras rocas, el caso del torio y el uranio, al que ya hemos aludido al mencionar los mecanismos estelares. El torio natural se halla constituido esencialmente por el torio 232, cuyo período alcanza los 13 900 millones de años. En cuanto al uranio, sus dos principales representantes actuales, el uranio 235 y el uranio 238, tienen unos períodos de setecientos diez millones y cuatro mil quinientos millones de años, respectivamente.

El torio y el uranio serán, pues, preciosos testigos de la historia de la Tierra. Midiendo la cantidad de uranio que se ha transformado en plomo, los sabios pueden conocer la edad de una roca. Por este medio el hombre del siglo XX puede datar los acontecimientos geológicos, para los que antes no podía establecer ninguna cronología. Merced a esta técnica, ha podido calcularse la edad de la Tierra en más de cuatro mil quinientos millones de años, cifra que permite deducir sorprendentes conclusiones por lo que se refiere a la labor terrestre de los cuerpos radiactivos.

Todos los años se desintegran 20 000 toneladas

El uranio y el torio son actualmente elementos relativamente escasos en el subsuelo, donde presentan la particularidad de hallarse por lo general muy discriminados. Téngase en cuenta que pigmentan los terrenos graníticos a razón de unos cuantos gramos por tonelada. Según cálculos efectuados por Weinberg, las reservas de la Tierra podrían cifrarse en 50 billones de toneladas para el torio, 16 billones para el uranio 238 y 113 000 millones para el uranio 235.

Ésta parece ser la situación actual. Pero remontándonos a cuatro mil quinientos millones de años en el pasado, podemos calcular que las reservas de torio alcanzaban entonces la cifra de 62 billones de toneladas. Han disminuido únicamente en 20%, pues el período citado no es más que una fracción del período total.

Pero es igual al período del uranio 238, cuyas reservas podían calcularse en 32 billones hace cuatro mil quinientos millones de años.

Y por lo que al uranio 235 se refiere, la diferencia es incomparablemente mayor, pues cuatro mil quinientos millones de años representan 6,34 veces el período. Así, elevando 2 a la potencia 6,34, podremos calcular que dicho isótopo era ochenta y una veces más abundante: la joven Tierra debía de contener 9 200 000 000 000 de toneladas de uranio 235.

Por lo tanto, es preciso admitir que cuando terminó su formación, nuestro planeta contenía una proporción de elementos radiactivos superior al actual y, especialmente, poseía una cantidad mucho mayor de elementos activísimos. Teniendo en cuenta que la actividad de un elemento es inversamente proporcional al período, todos los años la joven Tierra asistía a la desintegración de 3000 toneladas de torio, 5000 de uranio 238, y 9000 de uranio 235. Este cálculo no tiene en cuenta otros elementos, como el uranio 234, hoy casi desaparecido.

No nos dejemos engañar demasiado por estas cifras: conviene no olvidar que, incluso entonces, la energía nuclear liberada por nuestro planeta en ciento veinte mil años correspondía a la creada por el Sol en un segundo. A igualdad de masas, esto correspondía a una actividad doce millones de veces menor, relación que hoy es superior a los cuarenta millones.

De ello se sigue que la desintegración de un núcleo era el punto de partida de una cadena de transmutaciones, que representaban otras tantas reacciones nucleares espontáneas, liberadoras de energía. Especialmente, cada núcleo de uranio 238 transformado en plomo origina 50 MeV, siendo las energías liberadas en el caso del uranio 235 de 45 MeV y de 40 para el torio.

Al llegar aquí, surge automáticamente esta pregunta: ¿Qué fue de esta energía?

El calor central

Debido al hecho de que los elementos radiactivos estaban dispersos en la Tierra, esta energía se manifestó en forma de calor.

Y si bien la actividad nuclear de la Tierra nunca fue verdaderamente importante, su producto debió de serlo, a causa de la acumulación de calorías.

Se calcula que admitiendo la hipótesis de un reparto uniforme en el seno de la joven Tierra, la cantidad de calor generada por el torio y los isótopos principales del uranio, ¡representaba 13 calorías por kilogramo en el transcurso de un millón de años!

Ésta era la situación existente hace cuatro mil quinientos millones de años. A continuación esta proporción disminuyó, con el agotamiento de los elementos más activos, y actualmente no se producen más de cuatro calorías por kilogramo.

Pero la corriente calorífica así creada trastocaría la evolución térmica de nuestro planeta.

La Tierra, cuya temperatura había aumentado mucho en la última fase de su formación, empezó a enfriarse al hacerse más lento su crecimiento y su superficie mostró tendencia a acercarse a la «temperatura ambiente» impuesta por su alejamiento del Sol. Dejaría al agua en estado líquido, a pesar de que los óxidos, en cambio, eran sólidos, con el resultado de que se constituyó una corteza terrestre.

Pero esta corteza convirtió al planeta en un verdadero termos pues, mala conductora, aprisionó las calorías de origen radiactivo, permitiendo únicamente la evacuación de una pequeña cantidad fuera de la Tierra. Al sumarse al calor de formación del planeta, que únicamente se disipó en la superficie, esta fuente térmica impuso entonces un calentamiento de un nuevo carácter a las masas internas, cuya acción fue estudiada por E. Liubimova sobre un modelo de Tierra que generaba un calor radiactivo.

Admitiendo la hipótesis de una diseminación completa de los materiales radiactivos en el interior de la joven Tierra, el físico llegó a la conclusión de que el gradiente térmico debió de pasar por máximo hace algo más de dos mil millones de años. Los materiales se estratificaron con mucha rapidez durante este calentamiento Así se organizó el interior de la Tierra, convirtiéndose en centro de un prodigioso poder térmico.

Una pasta activa

La verdad es que este calor interno ya se había descubierto hacía mucho tiempo, pues la experiencia enseñó al hombre que la temperatura aumenta con la profundidad. Sin embargo, sólo se vislumbraba un aspecto del problema, al atribuir un origen físico a este calor interno. Incluso en el siglo XIX, la idea de que pudiese haber rocas caloríficas hubiera hecho sonreír a los científicos. Buena prueba de ello fueron las reacciones que produjo en el mundo de los sabios el descubrimiento de la radiactividad y la afirmación hecha por Curie de que el radio calentaba el agua. Para los físicos esto era darle un mentís al principio de la conservación de la energía y uno de ellos llegó a decir: «Como todo el mundo sabe, los franceses no son gente seria…».

Pero ésta fue, en efecto, una de las consecuencias de la radiactividad terrestre: creó temperaturas elevadas y provocó la dilatación de los materiales; la gasificación de algunos de ellos, por otra parte, dio origen a fenómenos de gran importancia.

Quizá se trate de un fenómeno general en los astros telúricos. La radiación hertziana procedente de las entrañas de la Luna analizada en 1962 en el Instituto de Ciencias Físicas de Gorki: indicaba una temperatura de 1000° a 50 km de profundidad.

Conviene meditar en esta lección. La gran aventura del universo fue una prodigiosa actividad nuclear, y nuestra Tierra conserva su recuerdo con nostalgia, pues está hecha de una pasta que aún se acuerda del tiempo en que era estrella. Continúa desarrollándose en ella una actividad nuclear reducida, gracias al impulso de la acción iniciada cuando la materia primigenia se forjaba en los crisoles estelares.

Así, la energía nuclear actúa con retraso. El hidrógeno primitivo se encendió con dificultad en las estrellas; para ello hizo falta que la gravitación asegurase densidades y temperaturas elevadas. Pero el movimiento no había de detenerse con la disociación de la estrella: a partir del instante en que las reacciones nucleares crearon elementos pesados, la fuerza nuclear empezaría a manifestarse con sordina durante miles de millones de años.

Podemos imaginarnos lo que pasaría en un planeta hecho la misma pasta terrestre pero que tuviese un radio veinte veces mayor: al ser proporcional a la masa, el calor radiactivo hubiera sido ocho mil veces más elevado, mientras que la superficie del astro hubiera estado solamente en el coeficiente cuatrocientos. Entonces, una corriente térmica veinte veces más intensa hubiera atravesado dicha superficie, manteniendo una temperatura elevada. Esta consideración nos hace ver un nuevo aspecto de la transición entre planeta y estrella.

Sabemos que un objeto de hidrógeno no podía tener una masa demasiado importante, sin que en ella se desarrollasen reacciones termonucleares. En el caso de una materia evolucionada, la radiactividad nos conduce a una conclusión similar: solamente los astros relativamente pequeños podrán mantenerse fríos en la superficie después de millones de años.

Las transformaciones nucleares en el marco terrestre

El uranio y el torio no son las únicas substancias radiactivas naturales en el marco terrestre. Además del plomo, numerosos elementos poseen isótopos radiactivos de vida muy larga, engendrados en el corazón de las estrellas y que volveremos a encontrar en la Tierra.

En el caso del renio, del lutecio, del rubidio y sobre todo del potasio: éste contiene un poco de radiopotasio 40, cuya importancia no es despreciable, a causa de la gran abundancia de este elemento que hay en la Tierra. La parte que tiene este isótopo en el potasio natural es hoy únicamente de 0,11%. Era doce veces más elevada cuando la Tierra era joven, pues el período del potasio 40 es de 1250 millones de años.

Y el proceso citado no presenta solamente un aspecto energético: la transmutación del potasio 40, en efecto, origina argón, del que nuestro planeta fue una planta nuclear. En la actualidad este gas forma aproximadamente el 1% del aire atmosférico y, teniendo en cuenta su escasez cósmica, semejante abundancia había intrigado a los sabios. Mas la explicación es muy sencilla: químicamente inerte, el argón creado por el potasio 40 tenía que irse acumulando en la atmosfera entre los elementos componentes de la misma que permanecieron en estado gaseoso, retenidos por la gravitación.

Este mismo término de atmósfera no debe llamarnos a engaño: no se realiza ninguna «filtración» en los materiales que constituyen la atmósfera de un planeta. Al ser creado un elemento gaseoso, pasa a formar parte de la atmósfera, para abandonarla si resulta fijado a consecuencia de reacciones químicas o si puede evadirse hacia el espacio interplanetario. Y esto nos lleva a ver en la atmósfera un depósito cuya composición cambiara paulatinamente.

Por lo que a esto respecta, los fenómenos nucleares únicamente desempeñarán un papel secundario. Cabrá atribuir modificaciones incomparablemente más importantes a las actividades que se desarrollarán en la superficie terrestre, que actuarán en gran escala sobre toda la atmósfera, transformándola como el cuchillo de la conseja, del que tan pronto se cambiaba la hoja como el mango. Así, un ser que hubiese sido testigo del aspecto que presentaba la joven Tierra, no reconocería su atmósfera en los gases que hoy rodean a nuestro globo. Pero el mantenimiento de una atmósfera a través de toda la historia de la Tierra tuvo una consecuencia importante, pues logró constituir una pantalla permanente contra las excitaciones procedentes del cosmos.

La actividad de la alta atmósfera

Además del capital radiactivo que había heredado, nuestro planeta estaba obligado a evolucionar en un medio en el que se desarrollaban fenómenos nucleares. Por lo tanto, las capas superiores de su atmósfera iban a mantener una actividad que aún continúa.

Tengamos en cuenta que los rayos cósmicos bombardean constantemente el nitrógeno de las altas zonas de la atmósfera, transformándolo en un carbono 14 (cuyo período es de cinco mil setecientos años), que se inmiscuye en los ciclos del carbono ordinario. Los rayos cósmicos provocan asimismo la formación regular de una pequeña cantidad de tritio. Este hidrógeno muy pesado tiene un período de doce años y se combina con el oxígeno para aportar indicios de radiactividad al agua de lluvia.

No obstante, estos fenómenos tienen muy poca amplitud: sólo se trata de una actividad marginal. Y todas las «excitaciones» de que es objeto la Tierra por parte del espacio suelen quedar absorbidas por las capas elevadas de la atmósfera. La mayoría de los meteoritos se desintegran entre los 80 y los 120 km de altitud, y así solamente calientan la parte más elevada de la atmósfera, cuya masa constituye un aislante para la superficie de la Tierra.

Por lo que se refiere a la radiación cósmica, la atmósfera es como un edredón, en el que las partículas dotadas de gran energía crean «gavillas».

Por último, la Tierra evoluciona en un medio cuya actividad es muy variable. Durante sus crisis, el Sol lanza gigantescas cantidades de protones, que matarían en pocos minutos a los tripulantes de una astronave no protegida por un grueso blindaje. Pero nuestra atmósfera actúa como un escudo que la defiende de estos chorros.

Así, la prodigiosa actividad de las partículas que el hombre ha descubierto en la era espacial, se desarrolla a gran altura sobre su cabeza.

2.— El reinado del átomo

La superficie está aislada de la actividad interna de la Tierra por la corteza. Y salvo algunos casos excepcionales, que pueden considerarse verdaderos cataclismos, la corteza terrestre ha resistido las sacudidas provocadas por semejante actividad.

La atmósfera, por su parte, constituye un imponente blindaje, equivalente a más de un metro de acero y que filtra las radiaciones cósmicas.

Tanto la atmósfera como la corteza representan un papel comparable al de la caja de un reloj, que contiene mecanismos muy frágiles que, sin su protección, pronto estarían inutilizados; aseguran cierta «fijeza de medio ambiente» a una delgada película, que ya anuncia el gran movimiento de la vida. La superficie de la Tierra se halla dispuesta a acoger las estructuras más delicadas, que ya no tendrán que sufrir el trato brutal de que eran objeto las partículas cósmicas, mientras las fuerzas fundamentales desempeñan un papel completamente distinto.

Hasta entonces, la energía nuclear había animado el cosmos. Para la superficie de la Tierra parecía no existir. Esto no quiere decir que su existencia cesase: gracias a ella, estaba asegurada la cohesión de los núcleos. Pero su papel era pasivo: se había convertido en un factor de estabilidad, una cola para nucleones, que aseguraba la perennidad de los elementos.

En el medio terrestre, pues, un núcleo de oxígeno continuará siendo un núcleo de oxígeno durante miles de millones de años: un observador puede ignorar bajo qué auspicios se conserva y considerar aquel núcleo como individuo cuya existencia está asegurada. Del mismo modo, el hierro continúa siendo hierro y el carbono, carbono. O al menos las transmutaciones revisten un carácter excepcional en la superficie de la Tierra, donde la energía nuclear está prácticamente congelada.

39. Las «ventanas» de nuestra atmósfera

Nuestra atmósfera es un blindaje para la mayoría de radiaciones. En ella descubrimos solamente tres ventanas correspondientes: 1, a la luz visible; 2, a una banda infrarroja (entre 8 y 12 micrones); 3, a una zona en la gama de las ondas hertzianas.

Y, en cierto modo, la gravitación comparte esta suerte: una vez solidificada, la corteza terrestre la obligó a detenerse. Así, la gravitación cesa de actuar para limitarse a retener los océanos y la atmósfera; atrae hacia el suelo lo que tiende a elevarse, asegurando así una estabilidad topológica a los elementos estables.

La obra de la electricidad

Este comportamiento pasivo de dos fuerzas fundamentales permite entonces la acción de la tercera. La Tierra asistirá a su gran reinado, haciéndonos presenciar un sorprendente trastocamiento de papeles.

La verdad es que la energía eléctrica no realizó ninguna labor constructiva en el corazón de las estrellas. En el tumulto de una materia plasmificada, los núcleos no podían atraerse cortejos de electrones, con el resultado de que la mutua atracción de las cargas de signo contrario no producían organización alguna. Y la repulsión de las cargas del mismo signo resultaba en unas consecuencias negativas, pues obstaculizaba las reacciones nucleares; eran necesarias temperaturas elevadísimas para liberar la energía nuclear de dicha repulsión. Así, durante toda la primera vida de las estrellas, la energía eléctrica representó el papel de obstáculo, impidiendo la mayoría de las fusiones nucleares y controlando las que autorizaba.

Fuera de los astros, la situación ofrece un aspecto distinto. En las regiones que gozan de una calma relativa, núcleos y electrones se asocian para formar átomos.

Pero en la tranquilidad terrestre, la estructura atómica se convierte en ley y crea condiciones nuevas: con la estabilidad de los núcleos y los átomos, el pulular de las partículas adquiere una nueva fisonomía. La energía eléctrica provocará asociaciones de átomos a una escala impresionante. Salvo los gases raros, ningún átomo permanecerá aislado.

En las estrellas ya hemos descubierto un extraordinario monopolio nuclear, en el que los elementos nacían y se destruían.

Otro mecanismo aparece a escala terrestre, donde la alquimia ha sido substituida por la química. Se trata de un monopolio atómico; que regula la combinación de los elementos. Ésta será la aventura de la materia.

El mecanismo de los enlaces

La energía eléctrica une a los átomos…

El hecho puede resultar sorprendente, porque el átomo es un edificio neutro: por ejemplo, un núcleo de hierro que posea 26 protones, se rodea de 26 electrones, con el resultado de que la suma algebraica de las cargas es nula.

Pero una discusión más detallada del problema permite sacar conclusiones algo distintas.

Los electrones que rodean un núcleo circulan a distancias variables y los más alejados están retenidos por vínculos muy flojos. Por consiguiente, sufren la influencia de otros núcleos y se convierten en agentes de enlace.

Consecuentemente, en las condiciones terrestres los átomos del elemento más sencillo, o sea el hidrógeno, se asocian a pares, compartiendo los electrones.

Dos átomos de hidrógeno aislados son en resumen dos protones alrededor de cada cual gira un electrón. Cuando el movimiento de estos electrones los une, nace una molécula y ambos electrones evolucionan alrededor de uno y otro protón, como los planetas de un sistema doble.

Pero, en los metales, éste no se realiza a base de dos átomos, sino de inmensas colecciones ligadas en «sólidos»: la pérdida de los electrones exteriores es una regla muy general. Estos electrones vagan en todas direcciones con una extremada velocidad, pues son fácilmente cien mil veces más ligeros que los átomos[36]. Unidos por ellos según una arquitectura cristalizada, los núcleos solamente conocen vibraciones alrededor de sus posiciones de equilibrio.

Gracias a este vínculo suave, los metales serán elásticos, dúctiles y maleables.

Algunos elementos conocen otro modo de unión: el electrón periférico de un átomo de sodio tiene tendencia a evadirse para caer prisionero del átomo de cloro, que lo captura. En torno a un núcleo de carga +11, el átomo de sodio no posee entonces más que 10 electrones, mientras que 18 electrones giran en torno al núcleo del cloro, de carga +17. Así se convierten en un ion positivo (carga +1) y un ion negativo (carga −1) unidos por la fuerza eléctrica. Éste es el proceso de los «enlaces iónicos», mediante el cual los átomos de hidrógeno y oxígeno se unen para formar moléculas de agua[E4].

Y la molécula, por su parte, es también un punto de partida. Tendrá una imagen burda de la molécula quien vea todavía en ella un edificio neutro, pues sus núcleos y electrones ocupan emplazamientos distintos, por lo que en la proximidad inmediata de un molécula, no estaremos a la misma distancia de las cargas positivas y negativas. Por consiguiente, éstas ejercerán unos efectos cuya suma no será nula, a pesar de que algebraicamente la carga total de la molécula lo sea.

Así, en las proximidades de la molécula reina un campo eléctrico al que cabrá atribuir diversas interacciones. Los líquidos deben su existencia, al retenerse las moléculas mutuamente.

Por último, en el medio ambiente tranquilo que se le ofrece, la energía eléctrica creará los diversos estados de la materia terrestre.

A decir verdad, la aparición de estas asociaciones no es un acontecimiento fundamentalmente nuevo en la historia de la materia. Los átomos y las moléculas no esperaron el medio terrestre para aglutinarse. Los hemos visto unirse ya en el disco estelar bajo la forma de polvillo, gérmenes y grumos. Podemos decir que la formación de los planetas se realizó sobre el telón de fondo de una gigantesca destilación.

Pero en la Tierra, la novedad reside en el hecho de que estas asociaciones nacen en un medio «protegido», que permitirá su desarrollo en gran escala. Así, la Tierra se convierte en la armazón de una extraordinaria maquinaria físico-química, que abrirá nuevos caminos a la evolución de la materia.

En los plasmas estelares, los núcleos eran simples muestras de elementos, condenados a una existencia indivisible. Al entrar en los átomos, conocerán una actividad social; los edificios atómicos les darán el medio de participar en asociaciones que ellos solos no hubieran podido crear.

El átomo, pues, se convierte para la materia en el medio de continuar una marcha en la jerarquía de las organizaciones elevadas.

Hacia los «clarkes»

Esta actividad físico-atómica se traduce en primer lugar por cierta ordenación de las substancias en el interior de la Tierra.

Al principio, todos los elementos y componentes constituían un magma, que después se sometió a una cibernética de sorprendente autoconcentración.

A medida que las capas superficiales se fueron enfriando, las substancias se solidificaron de acuerdo con sus puntos de fusión decrecientes. Pero la Tierra no conocía el reposo, y mediante sus mecanismos térmicos mezcló y revolvió sus materiales, agrupándolos por afinidades, en un anticipo de los procesos que el hombre imaginó para concentrar los minerales.

En la actualidad sabemos separar un sólido de un líquido por filtración o decantación. Triamos los sólidos recurriendo a procesos hidráulicos, por ejemplo, lavando los minerales o aprovechando sus diferencias de densidad. Y para separar los cuerpos se utilizan solventes selectivos.

Todas estas operaciones ya se efectuaron por sí solas en el joven planeta Tierra. Las tribulaciones impuestas a los materiales realizaron esta labor: en los tiempos en que se formó la corteza terrestre, las substancias que presentaban mayor número de caracteres comunes tuvieron mayores probabilidades de permanecer juntas. En el magma inicial, representaban otras tantas tarjetas perforadas y la Tierra fue una máquina seleccionadora que dejaba pasar en la misma dirección a las tarjetas que poseían determinadas características comunes. Al término de semejante proceso de selección natural, se reunieron paulatinamente las substancias que poseían propiedades químicas o densidades idénticas.

Por último, llegó un tiempo en que el hombre descubrió la presencia de elementos concentrados en el subsuelo y se aprovechó de la labor efectuada por la naturaleza durante incontables millones de años. Y entonces inventó la petrografía, la geoquímica y la mineralogía para reconstituir la historia de las concentraciones progresivas de los elementos.

Aunque la verdad es que continuará subsistiendo por doquier «un poco de caos»: en una tonelada de materia estarán representados prácticamente todos los elementos.

El hierro y el cobre no llegarán nunca a alcanzar verdaderamente el estado puro. Pero algunas concentraciones resultarán significativas, comparándolas con la abundancia media de los elementos, o sea con los «clarkes» de los mismos. Se les da este nombre en honor del geoquímico que, mediante el análisis de numerosas rocas, calculó la abundancia respectiva de los cuerpos simples en la corteza terrestre, pues como ya hemos señalado[37], se instauró la costumbre de calcularlos según el peso respectivo de los elementos.

Sabemos así que el clarke de nueve elementos es superior a 1%. Los demás elementos, entre los que se cuentan el plomo, el estaño, el yodo o el helio, tienen clarkes inferiores (y a veces de mucho) a 0,01%.

Tengamos en cuenta que a partir de un clarke de 0,1%, el manganeso puede dar origen a yacimientos en los que su producción actual es de 40%, lo que representa un «clarke de concentración» de 400%. Y se registran proporciones de 2000% con el plomo y el tungsteno, mientras que la proporción del antimonio es superior a 200 000%.

Vemos así que la Tierra ejecuta una impresionante obra de entropía negativa…

La maquinaria atmosférica

En el subsuelo, la autoconcentración de los minerales comenzó con la formación de la corteza. En la superficie del planeta, una organización de otro orden le hace eco.

La Tierra se plegó. Como un rail víctima de una intensa dilatación, su superficie se torció. Aquí aparecieron rocas eruptivas más allá las fallas dejaron brotar las enormes cantidades de agua retenidas por el planeta.

Al principio, la geografía obedeció a los caprichos del azar. Las montañas no tenían más razón de aparecer en un punto que en otro y el reparto aleatorio de los océanos recuerda el desgarramiento de la nebulosa primitiva: a la escala local, los acontecimientos fortuitos engendraron retroacción. Así se transformó la Tierra en el transcurso de las eras geológicas.

Acumulada en cuentas gigantescas, el agua alimentó otra prodigiosa maquinaria, también en curso de organización. Los océanos se evaporaron bajo los efectos de la radiación solar y el agua volvió a caer en forma de lluvia sobre los continentes. Las gotas erosionaron el terreno, reuniéndose en arroyos por los que se escurren las aguas; empezaron a dibujarse los ríos y la erosión de las rocas creó una demarcación cada vez más profunda entre su lecho y el medio ambiente.

Finalmente se implantaron los circuitos de un elemento fluido sobre la tierra firme.

Esta maquinaria no era inmutable. Merced a la actividad del subsuelo y la erosión de los continentes, el relieve cambia: este río, al excavar una región, desvía el lecho de aquél. Así fue como en Francia, las aguas del Mosela afluyeron al Mosa hasta el día en que un pequeño torrente provocó un hundimiento en la región de Commercy: con sus aguas, el Térouin condujo entonces el Mosela hacia el Meurthe.

Los ríos acarrean en mezcolanza todos los materiales, para verterlos al mar. Pero bajo la influencia de la radiación solar, se produce una destilación en el gigantesco alambique marino y se evapora un agua pura. Así, en el transcurso de miles de millones de años, la mar se hizo «salada».

Entretanto, las corrientes marinas efectúan inmensos transportes, distribuyendo la arcilla y la arena, para descargarlas cuando su curso se hace más lento.

Finalmente aparece una maquinaria atmosférica: los vientos crean dunas de arena y la atmósfera se ve sujeta a todas las acciones cósmicas, moduladas por los movimientos de la Tierra.

Estos procesos engendran estructuras, sometidas a ritmos, nuestro planeta se convierte en una inmensa fábrica en la que «se trata» a la materia.

La cibernética natural del cosmos nos ha mostrado la aparición espontánea de retroacciones, que nos han permitido comprender que habían de nacer estructuras más complejas, al estar canalizadas las retroacciones positivas por las retroacciones negativas. En el marco terrestre, esta imagen queda perfectamente ilustrada mediante la distinción entre fluidos y sólidos. Entonces la lucha contra el azar entra en una nueva etapa: después de la selección de las substancias, aparece el mundo de las formas.

El mundo de las formas

Antes de que comenzase el reinado de lo sólido, el Universo conoció las formas engendradas por las retroacciones.

En la realidad, el modelo fundamental de la retroacción positiva obedeció a una ley exponencial.

Dicha ley se concretó en las galaxias espirales, cuya rotación señaló las etapas de la contracción. Y de una manera general, cada vez que un segmento que varía según una ley exponencial, gira alrededor de una de sus extremidades, la otra describe una curva que es la concretación polar de la ley exponencial: los matemáticos le dan el nombre de espiral logarítmica.

La retroacción negativa, además, asegura la constancia de las magnitudes que gobierna.

En una estrella de rotación desdeñable, cuyo régimen esté estabilizado por una retroacción negativa, la densidad será así la misma en todas direcciones, a la misma distancia del centro. Y la consecuencia de ello fue una simetría esférica. Por lo tanto, el contorno aparente de las estrellas y, en general, de todos los objetos que han pasado por el estado fluido, había de ser el círculo.

Y esta última figura define al número π, que indica la relación entre la circunferencia y el diámetro.

En la cibernética del Universo, las retroacciones introdujeron así subrepticiamente los dos números-clave de las matemáticas: e y π. Aquél representa el dinamismo de la retroacción positiva; éste, en cambio, tiene un origen geométrico: nació en el espacio con el trabajo de una retroacción negativa, estabilizadora por excelencia.

Estos dos números se llaman «transcendentes»; los matemáticos entienden con ello que no pueden ser raíz de ninguna ecuación cuyos coeficientes sean números enteros.

Pero, en cambio, a la escala de una cibernética Universal, e y π aparecen como números naturales, pues los números enteros aún no han surgido del mundo atómico.

Las primeras estructuras astronómicas estuvieron regidas por círculos y espirales.

Volveremos a encontrarnos en los fenómenos terrestres, cada vez que subsistan retroacciones más o menos en estado puro: en realidad, en un proceso-modelo de retroacción positiva, el índice de crecimiento de la magnitud regida —que el matemático llama su «derivada»— es proporcional a dicha magnitud.

Pero la verdad es que se registran situaciones mucho más complejas. Y en el caso en que varios sistemas reaccionen, se inician relaciones entre las magnitudes y sus derivadas: así, las ecuaciones que las expresen admitirán «curvas integrales» que serán otras tantas formas «naturales» en el marco terrestre.

A consecuencia de ello, con el transcurso del tiempo los ríos tenderán hacia un perfil ideal y el contorno de las costas, las laderas de las montañas y los deltas adquirirán su aspecto característico.

Pero esto no es más que un prólogo. Estas formas son el producto de acciones de masas: la naturaleza es una máquina analógica que resuelve ecuaciones diferenciales. Con la conquista del número, será calculadora y geómetra.

3.— Hacia la forma y el número

La naturaleza se convierte en arquitecto. El átomo no es un paquete informe, sino un conjunto estructurado. La mecánica de las partículas gobernó el cielo. En la Tierra y por intermedio del átomo, introduce la aritmética en la materia.

Mecánica del átomo

Efectivamente: los electrones se ven obligados a describir órbitas determinadas alrededor del núcleo; a cada uno de ellos está ligada una colección de números que someten al átomo a la ley de las cifras.

Ya habíamos trabado conocimiento con los números mágicos en el seno de las estrellas. En los crisoles siderales, estos números favorecieron la formación de determinados núcleos.

Unas reglas diferentes entran en acción en la etapa del átomo, construido a partir de un núcleo, según una estructura sometida a principios de «cuantificación».

En primer lugar, si el electrón describe un círculo, su radio no puede tener un valor cualquiera. Ciertamente, como en mecánica celeste, se puede calcular una velocidad teórica tal, a cualquier distancia del núcleo, que la fuerza centrífuga equilibre la atracción del centro. En este caso, la electricidad substituye a la gravitación. Pero el sentido mismo de la mecánica cuántica es precisamente el de prohibir que el electrón adquiera una velocidad cualquiera, pues el producto de la cantidad de movimiento por el radio debe ser múltiplo, además, de determinado «cuanto de acción».

Este número entero n se llama número cuántico principal y determina el nivel energético del electrón. Atribuyéndole el valor más pequeño posible, o sea 1, se define la órbita más próxima al núcleo que pueda ocupar un electrón.

Los radios de estas órbitas circulares tendrán de todos modos dimensiones considerables respecto a las partículas[38].

Así, nuestra materia debe su aspecto, que nosotros hallamos natural, a una exigencia de la mecánica de las partículas. En realidad es sorprendente, comparado con la materia compacta de una enana blanca. La materia atómica es extraordinariamente hinchada: las partículas que componen nuestro cuerpo no representan siquiera el volumen de un guisante…

El segundo número cuántico b[E5], llamado azimutal, caracteriza la forma de la trayectoria, que no tiene que ser obligatoriamente un círculo, sino que puede ser una elipse, cuyo achatamiento estará regido a su vez por leyes cuánticas. Al nivel 1, una sola trayectoria es posible (el círculo), pero se cuentan dos para el nivel 2 (círculo y elipse de achatamiento 1/2), tres para el nivel 3 (círculo y elipses de achatamiento 1/3 ó 2/3)…

El tercer número cuántico considera que los diferentes electrones de un átomo gravitan en realidad en un espacio de tres dimensiones. Asigna a cada electrón un número cuántico j[E6] que caracteriza la orientación de su plano. La variación de este tercer número cuántico es la misma del segundo.

40. El átomo de hidrógeno excitado

Este esquema muestra los tres primeros «niveles» del átomo de hidrógeno: las distancias del electrón al núcleo se hallan en la relación de 1-4-9. La caída del electrón del nivel 3 al nivel 2 crea la radiación llamada «H-alfa», cuya longitud de onda es de 6563 ángstroms (color naranja en el espectro visible). La caída desde el nivel 2 al nivel 1 crea la radiación de Lyman, cuya longitud de onda —1216 ángstroms— se sitúa en el ultravioleta.

Por último, el cuarto número cuántico r[E7] tiene en cuenta el espín del electrón, o sea su giro, que puede tener dos sentidos: por lo tanto r puede tener dos valores opuestos.

Una vez sentados estos postulados, el principio de exclusión de Pauli afirma que dos electrones de un mismo átomo no pueden tener sus cuatro cantidades idénticas. Por definición, los electrones son partículas llamadas indiscernibles, que tienen la misma masa, la misma carga y el mismo espín: si además sus parámetros mecánicos fuesen idénticos, una distinción sería inconcebible.

Las reglas del Juego

De este principio se desprenden las reglas del juego atómico: los electrones sucesivos ocupan las «plazas libres» a partir del núcleo.

En el primer nivel sólo encontramos a dos, pues para n = 1, b y j no tienen ninguna variación; r sólo puede tener dos valores. Esto explica que únicamente los átomos 1 y 2 —hidrógeno y helio— tengan una capa: el nivel 1 está saturado a partir de la etapa del helio.

Con el elemento número 3 se inicia un nuevo período: el átomo de litio posee dos electrones en una primera capa y un electrón en una segunda, que podrá admitir ocho electrones porque para n = 2, los números b, j, y r poseen dos valores posibles cada uno de ellos. En este segundo período, la capa exterior cuenta sucesivamente dos electrones con el elemento número 4 (berilio), tres con el número 5 (boro), cuatro con el número 6 (carbono), cinco con el número 7 (nitrógeno), seis con el número 8 (oxígeno), siete con el número 9 (flúor) y ocho con el número 10 (neón).

El elemento número 11 (sodio) inaugura entonces un tercer período, con la constitución de una nueva capa cuya capacidad será de 18 electrones (3 × 3 × 2). Y la cuarta capa podrá aceptar teóricamente 32 electrones (4 × 4 × 2).

En realidad, sea cual fuere su rango, la capa periférica estará siempre saturada con ocho electrones como si fuese la capa número 2: el núcleo y las capas inferiores constituyen respecto a ella una armazón que desempeña el papel de un supernúcleo rodeado de una capa.

Por lo tanto, el tercer período reunirá únicamente los elementos 11 a 18, y la capa número 3 de estos átomos poseerá sucesivamente 1, 2, 3, 4, 5, 6, 7, 8 electrones. El elemento 19 (potasio) inaugura los átomos de cuatro capas: sus electrones obedecen a la distribución 2 + 8 + 8 + 1. Y será 2 + 8 + 8 + 2 con el elemento 20 (calcio).

Pero después los nuevos electrones se instalan en la tercera capa, que no está saturada, según las estructuras 2 + 8 + 9 + 2 = 21 (escandio), 2 + 8 +10 + 2 = 22 (titanio), 2 + 8 + 11 + 2 = 23 (vanadio), hasta que la tercera capa tenga sus 18 electrones. En este momento, el poblamiento de la capa periférica continúa. Y la misma operación se repite para la serie siguiente.

Semejante proceso explica la química. Si los electrones son poco numerosos en una capa periférica y están alejados del núcleo, pueden perderse fácilmente. En cambio, los elementos que poseen siete o seis electrones periféricos, ofrecen una o dos «plazas libres».

Un humorista sugirió una comparación con el automovilista en busca de aparcamiento. En una calle desierta, titubeará antes de detenerse y aunque esté solo, tendrá tendencia a cambiar de sitio: la ausencia de otros automóviles le hará sospechar que el estacionamiento allí está prohibido. En cambio, si hay muchos coches aparcados, la invitación es directa. Y si en la calle sólo hay una plaza libre, el automovilista se precipitará a ella sin querer saber más…

Los átomos que poseen una capa periférica completa pueden compararse a calles saturadas. Desprovistos de actividad química, estuvieron condenados a permanecer aislados, para constituir los gases raros de la atmósfera (helio, neón, argón, criptón, xenón y radón).

En los demás átomos, la estructura de la capa periférica viene determinada por la valencia del elemento y las combinaciones fundamentales obedecen a unas reglas de notable sencillez. Así, el hidrógeno, al combinarse con los primeros elementos, dará CH₄ (metano), NH₃ (amoníaco) y H₂O (agua).

Arquitectura atómica

A causa de las leyes de la mecánica cuántica, todos los átomos de un mismo tipo son productos de serie, rigurosamente construidos según un modelo único. Podemos hablar, pues, del átomo de hidrógeno o del átomo de hierro.

Y a través de los átomos que las componen, esta arquitectura se extiende a las moléculas, cuya estructura hoy conocemos merced a los rayos X.

El químico sabe hoy que la molécula de hidrógeno es una pequeña pesa de gimnasia, cuyos dos protones están separados por una distancia de 0,74 ángstroms.

La molécula de agua ya constituye un verdadero edificio. Su osamenta es un acento circunflejo (con ángulo de 105°): el átomo de oxígeno está centrado en la cúspide y en los brazos, los protones que constituyen los núcleos del hidrógeno están a una distancia de 1,01 ángstroms de la cúspide.

La complicación aumenta con la molécula de amoníaco, cuyos cuatro átomos (un átomo de nitrógeno y tres de hidrógeno) constituyen una pequeña pirámide, cuyos ángulos y aristas poseen valores bien determinados.

41. Diamante y grafito

Los dos casos extremos del diamante (máxima solidez) y del grafito (elevada friabilidad) se obtienen con dos estructuras que utilizan ambas el átomo de carbono.

Conocemos además las dos variedades de carbono que nos dan el grafito y el diamante. Son muy distintas: el diamante es el cuerpo duro por excelencia, mientras que el grafito es muy friable.

Con sus cuatro electrones periféricos, en efecto, el átomo de carbono ofrece cuatro «enlaces» posibles. Permite una arquitectura espacial en la que cada átomo, situado en el centro de un tetraedro, está unido a cuatro átomos que ocupan los vértices, motivo que se repite en todas las direcciones del espacio y que asegura uniones extremadamente sólidas. Ésta es la estructura del diamante.

Pero también podemos imaginarnos un enlosado formado por hexágonos, en el que los átomos del carbono ocuparán los vértices. Cada vértice, en efecto, solamente estará unido a otros tres, pero es posible imaginar dobles enlaces alternos. Según este modelo, los átomos de carbono formarán placas que, al sobreponerse, nos darán precisamente el grafito: se hallan amontonadas, unidas apenas por enlaces secundarios. Semejante estructura es en cierto modo sólida en el plano horizontal y líquida verticalmente, lo que explica que el grafito constituya un lubricante excelente, pues el espesor de las laminillas se reduce al diámetro de un átomo de carbono.

Esta «doble solución» constituye una lección nada despreciable y nos enseña que las características de una substancia dependen menos de los elementos que de su manera de estar unidos. En cierto modo, la pasta tiene un valor secundario comparada con las arquitecturas que la utilizan.

Así pues, después de la aritmética, la materia conquista la geometría. A partir del cristal, se proyectará a la escala macroscópica.

¿Quién no ha tenido ocasión de admirar los magníficos cristales de nieve, que se pueden observar con una simple lupa? En este caso, una sorprendente retroacción positiva amplifica un proceso iniciado a la escala de la molécula.

Una microgota de agua en hiperfusión se solidifica, originando una plaquita de forma hexagonal. Y este cristal se desarrollará si el medio ambiente está saturado de vapor de agua, pues lo captará. Sin embargo, la solidificación origina un calor que hay que evacuar. Ahora bien: los puntos del hexágono más expuestos son sin duda alguna los vértices y es allí, por consiguiente, donde la evacuación de calorías alcanza su mayor intensidad.

Por esta razón, las ramificaciones parten de los vértices y revisten el aspecto de agujas, pues ésta es la forma que asegura una mayor ventilación (superficie máxima para un mismo volumen). Aún más: las asperezas existentes a lo largo de estas agujas se convierten en el punto de partida de nuevas ramificaciones, de las que nacen extraordinarias arborescencias.

La verdad es que esta cibernética natural aporta al antiazar el alma de la geometría, en un combate que ya rebasa al átomo.

Hacia la vida

Pero moléculas y cristales son más bien instalaciones industriales que palacios.

El átomo es una máquina, denominación que está justificada por la actividad de los electrones. Invitados a ocupar normalmente los lugares más próximos al núcleo, los electrones periféricos pasan a niveles superiores, bajo la influencia de excitaciones externas. Su recaída se traduce por una radiación, idéntica para todos los átomos de un mismo tipo.

Y este término de máquina aún puede aplicarse más profundamente a las moléculas, pues las más sencillas de entre ellas se hallan animadas por movimientos internos. Reducida a dos átomos, la molécula de hidrógeno «vibra». Las moléculas complejas son verdaderas máquinas-herramienta.

Pero aún nacerán moléculas cada vez más evolucionadas. En si el interior de la corteza terrestre, las posibilidades de encuentro son limitadas y los mecanismos de autoconcentración entran en juego para reunir las substancias por afinidad; es decir, para agrupar compuestos del mismo tipo, que serán mezclados en los medios líquidos. En el mar, las moléculas de una substancia ven desfilar ante ellas a todas las demás.

Y no tardará en producirse una extraordinaria efervescencia. Bajo los efectos de la radiación ultravioleta del Sol que, cuando la Tierra era joven, alcanzaba hasta la superficie de los océanos, los átomos de carbono, de hidrógeno, de oxígeno y de nitrógeno darán origen a los «aminoácidos».

Se trata de asociaciones que poseen una característica notable: estos ácidos aminados pueden unirse prácticamente de todas las maneras posibles, como los vagones de un tren, formando cadenas extremadamente largas.

Estas series de máquinas solidarias unas de otras constituyen así verdaderas pequeñas fábricas que, según su estructura, harán sufrir transformaciones concretas a la materia próxima. De esta manera fabricarán nuevas asociaciones. En esta etapa, la evolución de los aminoácidos no se halla dirigida por ninguna voluntad, pues sus uniones son caprichosas y se efectúan al azar. Pero empieza a dibujarse una corriente: únicamente subsisten las asociaciones más estables, las más preparadas para soportar los embates del azar de que serán objeto.

Además, un tipo de estas asociaciones está llamado a tener un desarrollo obligatorio: se trata de aquéllas cuya acción sobre el medio ambiente tenga por consecuencia la fabricación de asociaciones de la misma naturaleza.

Autorreproducción, tendencia a la constitución de edificios cada vez más perfeccionados y más aptos para luchar contra el azar: he aquí el punto de partida de la vida. La vida era una fatalidad. La gran retroacción positiva de la biología va a comenzar y en virtud del carácter fundamental de todas las retroacciones positivas, llegará tan lejos como le sea posible. De la molécula compleja pasará a la etapa de la célula, revistiendo mil trajes, utilizando todos los medios que se le ofrezcan.

En la escuela de la vida animal, la materia biológica aprenderá a crear los órganos, los seres, el cerebro…

Apéndice

Definiciones y valores numéricos fundamentales

Definido sucesivamente como la diezmillonésima parte de un cuadrante del meridiano terrestre, y después como la distancia que separa dos señales trazadas en una barra de platino iridiado que se guarda en el pabellón parisiense de Breteuil, el metro, unidad básica de nuestro sistema decimal, toma una longitud de onda por referencia, desde el 1 de enero de 1962.

El metro legal equivale a partir de esta fecha «a 1 650 763,73 veces la longitud de onda, en el vacío, de la radiación correspondiente a la transición entre los niveles 2p¹⁰ y 5d⁵ del átomo de criptón 86».

Las mejores determinaciones actuales han hecho que se adoptasen (1961) los valores siguientes:

Radio ecuatorial de la Tierra = 6 378,15 ± 0,05 km.

Radio polar de la Tierra = 6 356,77 ± 0,05 km.

La velocidad c de la luz ha sido objeto de las mediciones más precisas con el geodímetro de Bergstrand (versión moderna del dispositivo de Fizeau, en el que una modulación de frecuencia elevada reemplaza a la rueda dentada):

c = 299 792,42 km/s.

1 año luz = 9 461 000 millones de km.

1 parsec = 3,26 años luz.

La unidad astronómica (UA), que representa la distancia media de la Tierra al Sol, se define como «el radio de la órbita circular que describía alrededor del Sol un planeta de masa despreciable exento de toda perturbación y cuya revolución sideral fuese de 365, 256 898 326 3 días medios».

Los sondeos del sistema solar efectuados con radar dan como valor más probable:

1 UA = 149 596 850 km.

La unidad de masa atómica, o uma, responde hoy a la definición siguiente:

1 átomo de carbono 12 = 12 uma.

Las masas de las partículas elementales tienen los valores siguientes:

1 neutrón = 1,008 663 uma.

1 protón = 1,007 273 uma.

1 electrón = 0,000 549 uma.

El número de Avogadro N es el número de átomos contenidos en 12 gramos de carbono:

N = 6,0230·10²³.

N moléculas de un gas cualquiera ocupan a 0° y bajo la presión normal (760 mm de mercurio) un volumen V llamado volumen molecular:

V = 22,407 litros.

La unidad de masa métrica es el kilogramo: 1 kg = 1 litro de agua a 4 °C bajo la presión normal.

La unidad de fuerza es el newton. Es por definición la fuerza que comunica a una masa de 1 kg una aceleración de 1 m/s/s (aumento de velocidad de 1 m/s en un segundo).

En París, el peso de un kilogramo equivale a 9,806 newtons.

La unidad de trabajo es el julio, que equivale a la energía desarrollada por una fuerza de 1 newton para desplazar 1 kilogramo en 1 metro en su propia dirección.

Las otras dos unidades de energía siguientes y fuera de sistema, han sido objeto de definiciones legales:

1 caloría = 4,1855 julios.

1 electronvoltio = 1,59·10⁻¹⁹ julios.

Índice de nombres

ABBE.

AGUEKIAN.

ALFVEN.

AMBARTSUMIAN.

ARISTARCO.

ARISTÓTELES.

AVOGADRO, Amadeo.

Avogadro, número de.

ANDERSON.

BAADE.

BARTLETT.

BERGSON.

Bergstrand, geodímetro de.

BERNOULLI, Daniel.

BESSEL.

BETHE.

Bethe, ciclo de.

BODE.

BOHR, Niels.

BOLTZMANN.

BOREL, Emile.

Boyle-Mariotte, ley de.

BRAHE.

BROWN.

BRUNO, Giordano.

BUNSEN.

CAMERON.

CANNIZZARO.

CARNOT.

Carnot, principio de.

CAVENDISH.

CASSINI.

CELSIUS, Anders.

Celsius, escala de.

CLAUSIUS.

COOK.

COPÉRNICO.

CRICHFIELD.

CURIE.

CHANDRASEKHOR.

CHKLOVSKY.

DEMÓCRITO.

DESCARTES.

Doppler-Fizeau, efecto de.

DREYER.

DUCHESNE.

EDDINGTON.

Eddington, relación de.

EINSTEIN.

Endeavor.

EÖTVÖS, Roland von.

ERATÓSTENES.

Explorer X.

Explorer XI.

FERMI.

FESSENKOV.

Fizeau, dispositivo de.

FLAMMARION.

Foucault, corriente de.

FOURCROY.

FOWLER.

GALILEO.

GALVANI.

GAY LUSSAC, José Luis.

GOEPPERT-MAYER.

GOLDSTEIN.

GUERICKE, Otto de.

GRIMM.

HALL.

HALLEY.

HARO, Guillermo.

HEISENBERG.

HELMHOLTZ.

HENDERSON.

HERÁCLITO.

HERBIG, George.

Herbig-Haro, objetos de.

Hertzsprung-Russell, diagrama de.

HEVELIUS.

HEYL.

HILTNER.

HONG SEE CHIU.

HOYLE, Fred.

HUBBLE.

HUMASON.

HUMBOLDT, Alejandro von.

HUYGHENS.

JEANS.

JENSEN.

JOULE, James.

JOY.

KELVIN.

KEPLER.

KANT.

KHILMI.

KIRCHHOFF.

KIRKWOOD.

KUIPER.

KUTZ.

LALANDE.

LALLEMAND.

LANGEVIN.

LAPLACE.

Larsen, efecto.

LAVOISIER.

LEGENTIL.

LEIBNIZ.

LICK.

LIUBIMOVA.

LOMONOSOV.

LUCRECIO.

LUNDMARK.

LUYTEN.

Lyman, radiación de.

LYTTLETON.

Magallanes, nubes de.

MAJORANA.

MARIUS, Simon.

MAXWELL.

MENDELEYEV.

MESSIER.

MINKOWSKI.

MITCHELL.

Monte Wilson, telescopio.

MULDEIS.

Mullard, radiotelescopio.

MUNCH, Guido.

NEPER.

NEWTON.

NORDENSKIÖLD, A. E.

OORT.

PARACELSO.

PARENAGO.

PASCAL.

PÉRIER.

PERRIER.

PERRIN, Jean.

PETTERSSON.

PITEAS.

PLATÓN.

PRIESTLEY.

PROUT.

PAULI.

Ranger V.

RAYLEIGH.

REGNAULT.

RICCI.

Roche, densidad de.

ROSS.

ROTSCHI.

ROUGOOR.

RUSSELL.

RYLE.

SAHADE.

SANDAGE.

SECCHI.

SCHATZMANN.

SCHEELE.

SCHMIDT.

SEGRÉ.

SEGUIN.

SHANE.

SHAPLEY.

SPINOZA.

SPITZER.

STAHL.

STRUVE.

Stefan, ley de.

SUESS.

TALES DE MILETO.

TER HAAR.

THOMSON.

THORTON PAGE.

Tiros.

TITIUS, Johann.

Titius-Bode, ley de.

Titius-Bode, relación de.

TITOV.

TOLOMEO.

TORRICELLI.

TRUMPLER.

TYCHO.

UREY.

VAN DE HULST.

VOLTAIRE.

WALKER.

WATT.

WEINBERG.

WEIZSÄCKER.

WIGNER.

Wolf-Rayet, estrellas de.

YERKES.

YUKAWA.

ZWICKY.

ALBERT DUCROCQ (Versalles, Francia, 9 de julio de 1921 - 22 de octubre de 2001).

Científico, periodista y escritor. Hijo de Armand Ducrocq, coronel de infantería, y Germaine Adam. Cursó estudios de postgrado en la Facultad de Ciencias y Letras en París y la Escuela Libre de Ciencias Políticas. Fue uno de los pioneros de la cibernética, desarrolló inventos electrónicos y varios tipos de máquinas industriales.

Más conocido como escritor y periodista científico, su talento divulgador y la pasión de sus historias son reconocidos universalmente y han inspirado a muchas generaciones. Fue testigo privilegiado de los grandes acontecimientos de la conquista del espacio: su gran pasión.

Imágenes citadas

2. Clasificación de las velocidades moleculares

Las velocidades de nuestras cien moléculas en un instante determinado (oxígeno a 15°) están clasificadas por columnas según la cifra de las centenas (m/s): una sola molécula tiene una velocidad inferior a 100 m/s, ocho tienen velocidades comprendidas entre 100 y 200 m/s; 15, entre 200 y 300; 22, entre 300 y 400; 21, entre 400 y 500; 14, entre 500 y 600; siete, entre 600 y 700; cuatro entre 700 y 800; tres, entre 800 y 900, dos, entre 900 y 1000; una, entre 1000 y 1100; una, entre 1100 y 1200; finalmente, una molécula tiene una velocidad superior a 1200 m/s. <<

6. Nuestra Galaxia

El eje horizontal que sirve de referencia para medir los grados en la Vía Láctea refleja la orientación anterior de un observador que, de pie en nuestra Galaxia, estuviese vuelto hacia el norte. <<

24. Distribución de las pléyades según su masa

En el cúmulo de las Pléyades, las estrellas más pesadas están más cerca del centro: se toma el radio del enjambre como unidad de longitud. <<

33. Núcleo de la nebulosa de Andrómeda

Acoplando una cámara electrónica al telescopio de Lick, los astrónomos Lallemand, Duchesne y Walker pudieron estudiar con gran precisión el corazón de nuestra galaxia vecina, la nebulosa de Andrómeda. Comprobaron que la velocidad de rotación aumentó regularmente a partir del centro hasta 25 años luz: entonces alcanza 87 km/s. Estos valores corresponden al radio del núcleo y a su velocidad ecuatorial. Al ser el crecimiento lineal, podemos deducir que el núcleo se comporta mecánicamente como un sólido: sin duda se trata de un elipsoide, cuya revolución se efectúa en quinientos cuarenta mil años. Su eje menor debe de medir 16 años luz y su masa se calcula en quince mil millones de veces la masa del Sol (el 15% de la masa total de la galaxia). <<

6. Nuestra Galaxia

El eje horizontal que sirve de referencia para medir los grados en la Vía Láctea refleja la orientación anterior de un observador que, de pie en nuestra Galaxia, estuviese vuelto hacia el norte. <<

7. Las cercanías de nuestra Galaxia

Se conserva la misma orientación, de las figuras 5 y 6, pero las dimensiones se han reducido en la proporción de 20. <<

8. Nuestro universo local

Una nueva reducción (en una proporción próxima a 150) ofrece una imagen del Universo hasta varios centenares de millones de años luz. El cuadradito central indicado por una flecha contiene la carta precedente. <<

5. El norte cósmico

En nuestras latitudes, esta imagen del firmamento septentrional en el mes de mayo a las 23 h (o en abril a 1 h, o en marzo a 3 h), confunde casi la Vía Láctea con el horizonte y permite una fácil localización de las constelaciones.

El norte cósmico está ante el observador, indicado por Casiopea. Al este está el Águila y al oeste, Taurus y Orión. El borde de la Galaxia más próximo al Sol está en la dirección del Auriga. <<

6. Nuestra Galaxia

El eje horizontal que sirve de referencia para medir los grados en la Vía Láctea refleja la orientación anterior de un observador que, de pie en nuestra Galaxia, estuviese vuelto hacia el norte. <<

La unidad astronómica (UA), que representa la distancia media de la Tierra al Sol, se define como «el radio de la órbita circular que describía alrededor del Sol un planeta de masa despreciable exento de toda perturbación y cuya revolución sideral fuese de 365, 256 898 326 3 días medios».

Los sondeos del sistema solar efectuados con radar dan como valor más probable:

1 UA = 149 596 850 km. <<

Tabla I

Oxígeno | 46,6%
Silicio | 27,7%
Aluminio | 8,1%
Hierro | 5,0%
Calcio | 3,6%
Sodio | 2,8%
Potasio | 2,6%
Magnesio | 2,1%
Hidrógeno | 1,0%
Otros elementos | 0,5%
Composición de la masa terrestre <<

1. Aspecto que ofrecen cien moléculas de un gas

Las máquinas electrónicas pueden simular hoy estados gaseosos. Un modelo fija la situación de cien moléculas en el dibujo adjunto. Las moléculas se localizan mediante matrículas que permiten seguirlas y las máquinas calculan su velocidad en cualquier instante. <<

c = 299 792,42 km/s.

1 año luz = 9 461 000 millones de km.

1 parsec = 3,26 años luz. <<

1 electronvoltio = 1,59·10⁻¹⁹ julios. <<

La unidad de masa atómica, o uma, responde hoy a la definición siguiente:

1 átomo de carbono 12 = 12 uma.

Las masas de las partículas elementales tienen los valores siguientes:

1 neutrón = 1,008 663 uma.

1 protón = 1,007 273 uma.

1 electrón = 0,000 549 uma. <<

La unidad de masa métrica es el kilogramo: 1 kg = 1 litro de agua a 4 °C bajo la presión normal.

La unidad de fuerza es el newton. Es por definición la fuerza que comunica a una masa de 1 kg una aceleración de 1 m/s/s (aumento de velocidad de 1 m/s en un segundo).

En París, el peso de un kilogramo equivale a 9,806 newtons. <<

20. Luminosidad de una estrella-modelo

La relación de Eddington encuentra su justificación en este gráfico que indica la luminosidad teórica de una estrella-modelo, según cuál sea su masa. En las ordenadas, la escala es la logarítmica (los astrónomos evocan con más frecuencia la escala de las magnitudes absolutas, dispuesta al lado). Pero en las abscisas hemos adaptado una escala lineal para las masas: la forma de la curva pone de relieve el crecimiento vertiginoso de la luminosidad cuando aumenta la masa. <<

Tabla I

Oxígeno | 46,6%
Silicio | 27,7%
Aluminio | 8,1%
Hierro | 5,0%
Calcio | 3,6%
Sodio | 2,8%
Potasio | 2,6%
Magnesio | 2,1%
Hidrógeno | 1,0%
Otros elementos | 0,5%
Composición de la masa terrestre <<

Notas

[1] Hoy sabemos que, en condiciones normales, 774 litros de aire tienen el mismo peso que un litro de agua; la imprecisión de las medidas hizo que Galileo diese la cifra de 400. <<

[2] Determinación actual, más precisa: 26 872·10¹⁸. <<

[3] Véase el Apéndice[ver]. <<

[4] 1 micrón = 1 milésima de milímetro. <<

[5] Semejante valor no está en contradicción con el hecho según el cual en el oxígeno a 15°, la energía de las moléculas refleja un promedio de 474 m/s: las moléculas más rápidas son menos numerosas, pero aportan mayor energía y elevan el promedio del mismo modo que, en un examen, las buenas notas en las pruebas dotadas de coeficientes elevados. <<

[6] El cero absoluto se sitúa a −273,16 °C. Se ha adoptado la cifra 273, en números redondos, para simplificar el estudio. <<

[7] El electronvoltio (eV) es una unidad de energía «particular» (véase Apéndice)[ver] cuyo valor indica la energía adquirida por un electrón bajo una diferencia de potencial de 1 voltio. Recuérdese que a 465 °C, la energía media de una molécula equivale a 0,1 eV. <<

[8] Véase Apéndice[ver]. <<

[9] La energía irradiada por el Sol se aproxima a 38·10²⁵ vatios. <<

[10] Esta última determinación, que atribuye a Deneb una distancia de 1400 años luz, es reciente y aún no está aceptada. En 1950, todavía se daba la cifra de menos de 500 años luz para señalar la distancia de la estrella. <<

[11] Los astrónomos escriben con mayúscula la Galaxia (o Vía Láctea) a la que pertenece nuestro Sol, y con minúscula cuando esta palabra se aplica a los grupos de estrellas comparables, que constituyen otras tantas galaxias. <<

[12] Esta matrícula es el número que le atribuyó Messier al efectuar el primer censo de las «manchas» distinguidas en el cielo en una época en que aún no se conocía su naturaleza. En el catálogo de este astrónomo, la nebulosa de Andrómeda recibió el número M 31. <<

[13] Recuérdese que las longitudes de onda de la luz violeta y roja, que señalan las extremidades del espectro visible, están próximas, respectivamente, a 0,4 y 0,8 micrones. <<

[14] También se ha tratado de explicar el corrimiento hacia el rojo por la teoría del «cansancio de la luz». <<

[15] Matrícula del tercer catálogo de Cambridge. <<

[16] O de lo contrario la masa se convertiría totalmente en energía, ateniéndonos a la célebre ecuación de Einstein: E = m c² (la energía es igual a la masa, multiplicada por el cuadrado de la velocidad de la luz). (N. del T.) <<

[17] El principal defensor de esta teoría, llamada de la «creación continua de la materia», es el astrofísico inglés Fred Hoyle. (N. del T.) <<

[18] De acuerdo con la teoría corpuscular ondulatoria, que hoy parece resucitarse. (N. del T.) <<

[19] Según el Explorer XI (satélite provisto de un gamma-telescopio, lanzado el 27 de abril de 1961), la intensidad de las radiaciones que surcan el espacio es mil quinientas veces demasiado débil para justificar una creación continua. <<

[20] A lo sumo, con el fenómeno de las mareas, se considera que la gravitación es capaz de deformar ligeramente. <<

[21] Véase Apéndice[ver]. <<

[22] Este neutrino se consideró durante mucho tiempo como algo despreciable. Pero hoy los astrofísicos le conceden gran atención y planean la construcción de un «neutrino-telescopio» que pudiese observar las regiones centrales del Sol. Los astros, en efecto, son prácticamente transparentes para los neutrinos, de manera que su detección permitiría ver las regiones donde se originan estas partículas, o sea el mismísimo corazón de las estrellas. <<

[23] 1 MeV = 1 millón de electronvoltios. <<

[24] Esta matrícula es el número de la formación en el New General Catalogue de Dreyer. <<

[25] Descubiertas en 1867 en el Observatorio de París por los dos astrónomos que les dieron su nombre, estas estrellas, jóvenes y de temperatura elevadísima, están rodeadas de envoltorios gaseosos, cuya velocidad de expansión se calcula en miles de km/s. <<

[26] Estos tiempos corresponden a una temperatura de 15 000 000 de grados. <<

[27] Los anglosajones utilizan un recurso mnemotécnico para recordar estas letras, que citamos por simple curiosidad: Oh Be A Fine Girl, Kiss Me! (Oh, sé buena chica, bésame), al que se puede añadir: Right Now, Sweetheart, para las letras R, N, S, aplicadas a tipos estelares más raros. (N. del T.) <<

[28] Una estrella comparable a un modelo de hidrógeno casi puro se encontrará obligatoriamente en la serie principal, pues la masa determina la luminosidad del astro y su radio, del que depende a su vez el color. Pero lo contrario no es cierto: durante su evolución posterior la estrella podrá tener el radio de una estrella-modelo de la misma energía, en un momento determinado y basándose en un funcionamiento totalmente distinto. Los astrofísicos dirán que después de abandonar la serie principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell, las estrellas podrán «atravesar» de nuevo esta serie, lo que explica las interpretaciones a veces delicadas de este diagrama. <<

[29] Seis estrellas de la Osa Mayor parecen constituir una asociación. <<

[30] Debe entenderse siempre por esto que el número de los núcleos de hidrógeno es diez veces superior al conjunto de los demás núcleos. <<

[31] Los períodos de los procesos beta suelen ser de algunos días. <<

[32] El campo magnético terrestre vale 460 000 gammas[E3]. <<

[33] Los campos magnéticos estelares son, en ocasiones, cien mil veces superiores al campo terrestre. <<

[34] La atmósfera de hidrógeno señalada recientemente en Mercurio se atribuye a chorros de protones emitidos por el Sol y captados por el planeta. <<

[35] O sea 10²⁹ kg. Ésta es la cifra que hemos dado en el capítulo 4. <<

[36] La masa de un átomo de cobre ordinario (cobre 63) representa 115 300 electrones. <<

[37] Véase capítulo 2[ver]. <<

[38] Por ejemplo, el radio de la primera órbita del átomo de H vale 18 800 veces el radio del electrón, o sea 0,529 ángstroms (un ángstrom = 1 diez millonésima de milímetro). <<

[E1] Desde 1990, al menos, los nombres de los isótopos se escriben intercalando un guion, sin espacios, entre el nombre del elemento y su número másico; en este caso la notación actualizada sería: helio-3. (N. del E. D.) <<

[E2] En la actualidad al peso atómico se le denomina masa atómica. (N. del E. D.) <<

[E3] 1 gamma = 10⁻⁹ teslas. (N. del E. D.) <<

[E4] En la actualidad, el enlace H–O en el H₂O se clasifica como enlace covalente polar, no como enlace iónico. (N. del E. D.) <<

[E5] Actualmente se simboliza como l (L minúscula). (N. del E. D.) <<

[E6] Actualmente se simboliza como m. (N. del E. D.) <<

[E7] Actualmente se simboliza como s. (N. del E. D.) <<