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Adiós al genio, al “gigante” del siglo XX.

El 18 de abril de 1955, fallecía el físico de origen alemán Albert Einstein (Ulm, Imperio alemán, 14 de marzo de 1879 – Princeton, Estados Unidos, 18 de abril de 1955), premio Nobel de física en 1921 “por sus trabajos sobre el movimiento browniano y su interpretación del efecto fotoeléctrico”. Es considerado como el científico más relevante y popular del siglo XX.

einstin6La revista Time, eligió a Albert Einstein en 1999, como “La Persona del Siglo”. Einstein, cuyo nombre es sinónimo de genialidad, se ha convertido en el mayor representante del pensamiento científico del siglo XX y ha marcado las pautas para la era de la tecnología.

Einstein realizó sus estudios secundarios en Munich.En1896, inició sus estudios superiores en la Eidgenossische Technische Hochschule de Zurich. El 23 de junio de 1902, empezó a prestar sus servicios en la Oficina Confederal de la Propiedad Intelectual de Berna, donde trabajó hasta 1909.

En 1909, inició su carrera de docente universitario en Zurich, pasando luego a Praga y regresando de nuevo a Zurich en 1912 para ser profesor del Politécnico, en donde había realizado sus estudios. En 1914 pasó a Berlín como miembro de la Academia de Ciencias prusiana.

El 11 de abril de 1905, Albert Einstein publica en Zur Elektrodynamik bewegter Körper, su Teoria sobre la relatividad especial. Un artículo que cambiaría el mundo.

El manuscrito contiene 46 páginas de textos y fórmulas matemáticas de puño y letra del científico. Fue donado por Einstein a la Universidad Hebrea de Jerusalén en 1925 con motivo de su inauguración.

Esta teoría se basaba en el Principio de relatividad y en la constancia de la velocidad de la luz en cualquier sistema de referencia inercial. De ello Einstein dedujo las ecuaciones de Lorentz. También reescribió las relaciones del momento y de la energía cinética para que éstas también se mantuvieran invariantes.

Surge de la observación de que la velocidad de la luz en el vacío es igual en todos los sistemas de referencia inerciales y de obtener todas las consecuencias del principio de relatividad de Galileo, según el cual cualquier experimento realizado, en un sistema de referencia inercial, se desarrollará de manera idéntica en cualquier otro sistema inercial.

La Teoría de la relatividad especial estableció nuevas ecuaciones que facilitan pasar de un sistema de referencia inercial a otro. Las ecuaciones correspondientes conducen a fenómenos que chocan con el sentido común, siendo uno de los más asombrosos y más famosos la llamada paradoja de los gemelos.

El año 1905 quedará como el “annus mirabilis” (año prodigioso) de Einstein. Publicó cinco trabajos en los Annalen der Physik: el primero de ellos le valió el grado de doctor por la Universidad de Zurich, y los cuatro restantes acabaron por imponer un cambio radical en la imagen que la ciencia ofrece del universo. Durante dicho año se publicaron cuatro de los más famosos artículos de Einstein y de la Historia de la Ciencia:

1. Artículo sobre el Efecto Fotoeléctrico: “Sobre el Punto de Vista Heurístico Relacionado con la Producción y Transformación de la Luz”. Publicado el 9 de Junio de 1905.
2. Artículo sobre el Movimiento Browniano: “Sobre el Movimiento de Pequeñas Partículas Suspendidas en Líquidos en Reposo Requerido por la Teoría Cinética Molecular del Calor”. Publicado el 18 de Julio de 1905.
3. Artículo sobre la Teoría Especial de la Relatividad: “Sobre la Electrodinámica de los Cuerpos en Movimiento”. Publicado el 26 de Septiembre de 1905.
4. Artículo donde se demuestra que E=mc2: “:¿Depende la Inercia de un Cuerpo de su Contenido Energético?”. Publicado el 21 de Noviembre de 1905.

Además se enviaron a publicación dos artículos más, los cuales aparecieron en 1906.

5. Artículo sobre la Existencia de los átomos: “Una Nueva Determinación de las Dimensiones Moleculares”. Publicado el 8 de Febrero de 1906
6. Segundo artículo sobre el Movimiento Browniano: “Sobre la Teoría del Movimiento Browniano”. Publicado el 8 de Febrero de 1906

einstein10El 9 de junio de 1905, “Annalen der Physik” (Annalen der Physik 17 (1905): 132-148), publica un artículo denominado “Un punto de vista heurístico sobre la producción y transformación de la luz”. En este artículo Albert Einstein, demostraba como la idea de partículas discretas de luz podía explicar el efecto fotoeléctrico y la presencia de una frecuencia característica para cada material por debajo de la cual no se producía ningún efecto. Por esta explicación del efecto fotoeléctrico Einstein recibiría el Premio Nobel de Física en 1921.

Einstein introdujo una revolución al dar una interpretación cuántica del efecto fotoeléctrico, aunque la teoría ondulatoria de la luz se había impuesto un siglo antes, Einstein adelantó la idea de que la energía es una estructura granular cuantificada: se expresa en “paquetes” (quanta) y las propias ondas son cuantificadas, dicho de otro modo, la luz es a la vez ondas y partículas, lo que todavía hoy sigue desafiando al sentido común, pero la comunidad científica no admitió esta idea hasta principios de los años 1920.

Albert Einstein propuso una descripción matemática de este fenómeno que parecía funcionar correctamente y en la que la emisión de electrones era producida por la absorción de cuantos de luz que más tarde serían llamados fotones.

El 2 de novimbre de 1905 Albert Einstein publica en Annalen der Physik su artículo científico «La inercia de un cuerpo, ¿depende de su contenido energético?»( “Ist die Trägheit eines Körpers von seinem Energieinhalt abhängig?)”, donde revela la relación entre la energía y la masa de un cuerpo.

Esta publicación científica condujo a una de las más célebres fórmulas en la Historia de la Ciencia, conocida como Principio de equivalencia entre masa y energía: E = m c2

Los Principios de conservación de la masa y de la energía, que se formularon de manera independiente para sistemas aislados, ahora se relacionan en un único Principio pues masa y energía están relacionadas por el Principio de Equivalencia entre masa y energía.

Si la teoría se corresponde con los experimentos, la radiación transmite la inercia entre los cuerpos que la emiten y los que la absorben.” Annalen der Physik, Vierte Folge, Volume 18, parte 13, páginas 639-41. Leipzig: Barth, 1905

“Si un cuerpo libera una energía L en forma de radiación, su masa disminuye en la cantidad L / c2. El hecho de que la energía inherente al cuerpo se convierta en energía de radiación evidentemente no supone una diferencia, por lo que podemos llegar a una conclusión más general.

Entre 1914 y 1916, Eisntein, centró sus esfuerzos en el perfeccionamiento de la teoría general de la relatividad, basada en el postulado de que la gravedad no es una fuerza sino un campo creado por la presencia de una masa en el continuum espacio-tiempo.

einstein7Finalmente el 2 de diciembre del año 1915, Albert Einstein publica en Annalen der Physik, la teoría general de la relatividad, en la que reformula por completo el concepto de gravedad. Una de las consecuencias fue el surgimiento del estudio científico del origen y la evolución del Universo por la rama de la física denominada cosmología.

La teoría general de la relatividad o relatividad general es una teoría del campo gravitatorio y de los sistemas de referencia generales, publicada por Albert Einstein en 1915 y 1916.

El nombre de la teoría se debe a que generaliza la llamada teoría especial de la relatividad. Los principios fundamentales introducidos en esta generalización son el Principio de equivalencia, que describe la aceleración y la gravedad como aspectos distintos de la misma realidad, la noción de la curvatura del espacio-tiempo y el principio de covariancia generalizado.

La intuición básica de Einstein fue postular que en un punto concreto no se puede distinguir experimentalmente entre un cuerpo acelerado uniformemente y un campo gravitatorio uniforme. La teoría general de la relatividad permitió también reformular el campo de la cosmología.

Poco después de la formulación de la teoría de la relatividad especial en 1905, Albert Einstein comenzó a elucubrar cómo describir los fenómenos gravitatorios con ayuda de la nueva mecánica. En 1907 se embarcó en la búsqueda de una nueva teoría relativista de la gravedad que duraría ocho años. Después de numerosos desvíos y falsos comienzos, su trabajo culminó en noviembre de 1915 con la presentación a la Academia Prusiana de las Ciencias de su artículo, que contenía las que hoy son conocidas como “Ecuaciones de Campo de Einstein”. Estas ecuaciones forman el núcleo de la teoría y especifican cómo la densidad local de materia y energía determina la geometría del espacio-tiempo.

En 1917, Einstein aplicó su teoría al universo en su conjunto, iniciando el campo de la cosmología relativista. En línea con el pensamiento contemporáneo, en el que se suponía que el universo era estático, agregó a sus ecuaciones una constante cosmológica para reproducir esa “observación”. En 1929, sin embargo, el trabajo de Hubble y otros demostraron que nuestro universo se está expandiendo. Esto es fácilmente descrito por las soluciones encontradas por Friedmann en 1922 para la expansión cosmológica, que no requieren de una constante cosmológica. Lemaître utilizó estas soluciones para formular la primera versión de los modelos del Big Bang, en la que nuestro universo ha evolucionado desde un estado anterior extremadamente caliente y denso. Einstein declaró más tarde que agregar esa constante cosmológica a sus ecuaciones fue el mayor error de su vida.

El 29 de mayo de 1919, la teoría de la relatividad general de Einstein es comprobada (y posteriormente confirmada) por el astrónomo inglés Arthur Stanley Eddington (28 de diciembre de 1882 en Kendal-22 de noviembre de 1944 en Cambridge) mediante la observación de un eclipse solar total en la isla Príncipe y por Andrew Crommelin en Sobral, Ceará (Brasil). Durante el eclipse fotografió las estrellas que aparecían alrededor del Sol. Según la Teoría de la Relatividad General, las estrellas que deberían aparecer cerca del Sol deberían estar un poco desplazadas, porque su luz es curvada por el campo gravitatorio solar. Este efecto sólo puede observarse durante un eclipse, ya que si no el brillo del Sol hace las estrellas invisibles al ojo humano.

einstein8Las observaciones de Eddington confirmaron la teoría de Einstein, y fueron tomadas en su época como la prueba de la validez de la relatividad general frente a la en parte obsoleta mecánica newtoniana.

Durante la siguiente década, Einstein concentró sus esfuerzos en hallar una relación matemática entre el electromagnetismo y la atracción gravitatoria, empeñado en avanzar hacia el que, para él, debía ser el objetivo último de la física: descubrir las leyes comunes que, supuestamente, habían de regir el comportamiento de todos los objetos del universo, desde las partículas subatómicas hasta los cuerpos estelares. Tal investigación, que ocupó el resto de su vida, resultó infructuosa y acabó por acarrearle el extrañamiento respecto del resto de la comunidad científica.

A partir de 1933, con el acceso de Hitler al poder, Eisntei nse vio obligado a trasladarse a Estados Unidos, en donde pasó los últimos veinticinco años de su vida en el Instituto de Estudios Superiores de Princeton.

Albert Einstein falleció el18 de abril de 1955 a la edad de 76 años en el Hospital de Princeton por una hemorragia interna causada por la ruptura de un aneurisma de la aorta abdominal.

La tercera Ley de Kepler.

El 8 de marzo de 1618 el astrónomo y matemático alemán Johannes Kepler (Weil der Stadt, Alemania, 27 de diciembre de 1571 – Ratisbona, Alemania, 15 de noviembre de1630), formula su tercera Ley del movimiento de los planetas en sus órbitas alrededor del Sol.“El cuadrado de los períodos de la órbita de los planetas es proporcional al cubo de la distancia promedio al Sol”.

kepler 4

 Kepler permitió descubrir el movimiento de los planetas. Utilizó grandes conocimientos matemáticos para encontrar relaciones entre los datos de las observaciones astronómicas obtenidas por Tycho Brahe y con ellos logró componer un modelo heliocéntrico del universo.

Comenzó trabajando al modo tradicional, planteando trayectorias excéntricas y movimientos en epiciclos, pero encontró que esos datos los situaban fuera del esquema que había establecido Copérnico, lo que le llevó a pensar que no describían una órbita circular. Ensayó otras formas para las órbitas y encontró que los planetas describían órbitas elípticas que tenían al Sol en uno de sus focos.

Analizando los datos de Brahe, Kepler descubrió también que la velocidad de los planetas no es constante, sino que el radio vector que los une con el Sol describe áreas iguales en tiempos iguales. En consecuencia, la velocidad de los planetas es mayor cuando están próximos al Sol (perihelio) que cuando se mueven por las zonas más alejadas (afelio).

El estudio de Newton de las leyes de Kepler condujo a su formulación de la ley de la gravitación universal.

Kepler dedicó buena parte de su viada a intentar comprender las leyes del movimiento planetario.

En un principio Kepler consideró que el movimiento de los planetas debía cumplir las leyes pitagóricas de la armonía. Esta teoría es conocida como la música o la armonía de las esferas celestes.

kepler2Siendo un firme partidario del modelo copernicano, intentó demostrar que las distancias de los planetas al Sol venían dadas por esferas en el interior de poliedros perfectos, anidadas sucesivamente unas en el interior de otras.

“El hecho de que todo el mundo este circunscrito por una esfera ya ha sido discutido exhaustivamente por Aristóteles (en su libro sobre los Cielos), que fundaba su prueba especialmente en la significación especial de la superficie esférica. Por esta razón, aun hoy la esfera más exterior de las estrellas fijas ha mantenido su forma aun cuando no se le puede atribuir ningún movimiento. Ella tiene al Sol como su centro en su seno más interior. El hecho de que las restantes órbitas sean redondas puede ser visto por el movimiento circular de las estrellas. Así, pues, no necesitamos otra prueba de que la curva fue empleada para adornar el mundo.”

Kepler propuso que la relación entre las distancias de los seis planetas conocidos en su tiempo podía entenderse en términos de los cinco sólidos platónicos, encerrados dentro de una esfera que representaba la órbita de Saturno. Excepto por Mercurio, el sistema de Kepler funcionaba de manera muy aproximada a las observaciones.

Como resulta evidente, se había equivocado.

Atraído por la fama de Tycho Brahe, Johannes Kepler aceptó una invitación que le hizo en el año 1600 para trabajar junto a él en Praga. Al morir Tycho, en el año 1601, fue nombrado su sucesor en el cargo de matemático imperial y astrónomo de la corte del emperador Rodolfo II , puesto que ocupó hasta 1612.

Tycho pensaba que el progreso en astronomía no podía conseguirse por la observación ocasional e investigaciones puntuales sino que se necesitaban medidas sistemáticas, noche tras noche, utilizando los instrumentos más precisos posibles.

Durante su estancia con Tycho le fue imposible acceder a los datos de los movimientos aparentes de los planetas ya que Tycho, celoso de su trabajo, se negaba a dar esa información. Ya en el lecho de muerte de Tycho y después a través de su familia, en 1602 Kepler accedió a los datos de las órbitas de los planetas que durante años se habían ido recolectando.

Gracias a esos datos, los más precisos y abundantes de la época, Kepler pudo ir deduciendo las órbitas reales planetarias. Encontró que en su movimiento alrededor del Sol los planetas no siguen exactamente órbitas circulares sino que describen otra clase de curvas tan famosas como el círculo en la geometría euclidiana.

Inicialmente, Kepler intentó que la órbita de los planetas se adecuase a la circunferencia por ser la más perfecta de las trayectorias, pero los datos observados impedían un ajuste correcto, lo que entristeció a Kepler, ya que no podía saltarse un pertinaz error de ocho minutos de arco. Kepler comprendió que debía abandonar la circunferencia, con gran tristeza para él, lo que implicaba abandonar la idea de un “mundo perfecto”.

Analizando los datos de Tycho Brahe relativos a las posiciones de los planetas entre las estrellas, Kepler llegó a la conclusión de que todas las cosas se ajustarían mejor si se supusiera que todos los planetas recorren órbitas elípticas teniendo al Sol situado en uno de sus focos. Descubrió también que en su movimiento alrededor del Sol los planetas se mueven más rápidamente cuando están cerca del Sol (en el afelio) y más lentamente cuando están más lejos (perihelio).

kepplerEn 1609, publica Astronomia nova (Nueva astronomía), la obra que contenía las dos primeras leyes llamadas de Kepler, relativas a la elipticidad de las órbitas y a la igualdad de las áreas barridas, en tiempos iguales, por los radios vectores que unen los planetas con el Sol.

De esta forma, la primera Ley de Kepler dice:

“Los planetas tienen movimientos elípticos alrededor del Sol, estando éste situado en uno de los 2 focos que contiene la elipse”.

Y en su segunda ley expone:

“Las áreas barridas por los radios de los planetas son proporcionales al tiempo empleado por estos en recorrer el perímetro de dichas áreas.”

El 8 de marzo de 1618 Johannes Kepler, formula su tercera Ley del movimiento de los planetas en sus órbitas alrededor del Sol. La tercera ley, que indica que el cubo de la distancia promedio del planeta al Sol es proporcional al cuadrado de su periodo orbital aparecía por primera vez en el capítulo 5 de este libro tras una larga discusión sobre astrología.

“El cuadrado de los períodos de la órbita de los planetas es proporcional al cubo de la distancia promedio al Sol”.

Finalmente el 15 de mayo de 1618, confirma su descubrimiento previo sobre la tercera ley de movimientos de los planetas. Aparecerá recogida en su libro “Harmonices mundi” (La armonía de los mundos) publicado en el año 1619 en la ciudad de Linz.

La tercera Ley de Kepler, dice lo siguiente:

“Tercera ley (1618): para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital es directamente proporcional al cubo de la longitud del semieje mayor de su órbita elíptica.”

Te2/ Re3 = Constante.

Donde, T es el periodo orbital (tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol), R la distancia media del planeta con el Sol y C la constante de proporcionalidad.

Estas leyes se aplican a otros cuerpos astronómicos que se encuentran en mutua influencia gravitatoria, como el sistema formado por la Tierra y la Luna.

kepler4Tras “Harmonices mundi” la siguiente obre de Kepler fue “Epitome astronomiae copernicanae”(1618-1621), que reúne todos sus descubrimientos en un solo tomo.

Johannes Kepler tuvo también su importancia en la fundación de la nueva ciencia dedicada al estudio de la Luna denominada Selenografía, pues sus principios sobre el telescopio astronómico sirvieron a Galileo a elaborar sus trabajos, además de realizar él mismo una carta lunar tan tosca como las de sus compañeros gracias a un nuevo diseño de montura ecuatorial para su telescopio que le proporcionó un jesuita llamado Scheiner, quien además dibujó un mapa lunar en el año 1645.

Kepler murió en 1630 en Ratisbona, en Baviera, Alemania, a la edad de 58 años.

En 1935 la UAI decidió en su honor llamarle «Kepler» a un astroblema lunar.

El origen de las estrellas y del Universo; Gamow.

El 4 de marzo de 1904, nacía el físico y astrónomo estadounidense de origen ucraniano George Gamow  (Odesa, 4 de marzo de 1904 – 19 de agosto de 1968).

gamowGamow trabajó en diversos temas incluyendo el núcleo atómico, la formación estelar, la nucleosíntesis estelar, la nucleocosmogénesis y el código genético.

En 1922 ingresó en la Universidad de Novorossia de su ciudad natal, y al año siguiente pasó a estudiar en la Universidad de Leningrado, centro donde obtuvo la licenciatura en 1926 y el doctorado en 1928. Tras completar su formación en la Universidad de Gotinga, trabajó  en Copenhague, junto a Niels Bohr, Durante esta época, Gamow hizo su principal contribución a la ciencia: propuso una hipótesis en la que el núcleo atómico puede ser tratado como pequeñas gotas de fluido líquido, hipótesis que llevó posteriormente a las teorías de fusión y fisión nuclear. Utilizando la teoría cuántica, explicó como una partícula alfa puede escapar de un núcleo atómico. Asimismo colaboró en la Universidad de Cambridge  con Lord Rutherford.

En 1931 fue nombrado profesor de la Universidad de Leningrado, cargo que ejerció entre 1931 y 1933. En el curso 1933-1934 estuvo en el Instituto Pierre Curie de París y como profesor visitante de la Universidad de Londres.

Comenzó a trabajar en la universidad de George Washington en 1934, donde publicó trabajos con Edward Teller, Mario Schoenberg, y Ralph Alpher.

Permaneció en Washington hasta 1954, trabajando en la universidad de Berkeley, California, en la universidad de Colorado en Boulder (1956-1968).

Gamow se interesó por la evolución de las estrellas y en concreto, por cómo se genera la energía en ellas. También trabajó en la nucleosíntesis estelar tratando de averiguar como se formaron los distintos elementos químicos así como prediciendo la proporción de estos en el Universo.

gamow2En 1920, Arthur Eddington, basándose en las precisas mediciones de los átomos realizadas por F.W Aston, fue el primero en sugerir que las estrellas obtenían su energía a partir de la fusión nuclear del hidrógeno en helio.

En 1928, George Gamow dedujo el llamado factor de Gamow, una fórmula mecánico-cuántica que da la probabilidad de encontrar a una temperatura determinada dos núcleos suficientemente próximos como para que puedan saltarse la barrera coulombiana. Se llama pico de Gamow al óptimo de energía en el cual se dan la mayoría de las reacciones nucleares en las estrellas.  Las reacciones de fusión acaecidas en los núcleos de las estrellas se dan gracias al efecto túnel, fenómeno que permite a las partículas en colisión saltarse las fuertes barreras de potencial que las separan. El pico se produce como resultado de la combinación de dos factores. Por un lado el factor mecánico estadístico maxwelliano o factor de Boltzmann. Éste nos da la probabilidad de que una partícula que se encuentre a una temperatura T tenga una energía E. Lógicamente, la probabilidad disminuye cuanto mayor sea la energía. Por el otro lado está el factor de penetración de la barrera coulombiana.

Aparte del efecto túnel cuántico también existe otro factor que ayuda a que estas reacciones se produzcan. Se trata del apantallamiento de electrones. Cuantos más haya más se notará su efecto electromagnético sobre los iones en colisión. Su presencia rebaja la barrera de potencial electromagnética y, por tanto, incrementa la probabilidad de fusión. Este fenómeno es especialmente importante en las enanas blancas y en las etapas finales de las estrellas masivas. Su efecto puede producir un aumento del rendimiento de un 20% como mucho. En lassupernovas de tipo Ia contribuye de forma importante a acelerar la fusión desbocada de la enana blanca.

gamow5El factor de Gamow fue usado en esa década por el astrónomo inglés Atkinson y el físico austríaco Houtermans y más tarde por el propio Gamow y por Teller para calcular el ritmo con el que las reacciones nucleares se producían a las altas temperaturas existentes en los interiores estelares.

Mostró como el Helio pudo ser hecho a partir de núcleos de hidrógeno y neutrones durante el Big Bang.  Gamow utilizó las leyes de la mecánica cuántica para estudiar la emisión de núcleos de helio. Este proceso se conoce como desintegración alfa. Este proceso tiene lugar a escala nuclear y corresponde a la transformación de un núcleo X de número másico A y número atómico Z en otro núcleo Y y un núcleo de helio. Esta es una reacción exotérmica de forma que se libera cierta cantidad de energía, Q.

Las ideas de Gamow sobre el Big Bang y la nucleosíntesis estelar han sido puestas a prueba por numerosos experimentos y se han encontrado evidencias que lo avalan.

Junto con Ralph Alpher desarrolló en 1948 una teoría sobre la creación de los elementos químicos, basada en la explosión originaria de un átomo primitivo, conocida popularmente como Big Bang, que Georges Lemaître formuló en 1931 y que él contribuyó a divulgar; asimismo, desarrolló la teoría denominada Gamow-Teller y profundizó en el descubrimiento de Hans Bethe sobre el ciclo que produce la energía estelar.

El 1 de abril de 1948  públicó en la revista científica “Physical Review” un ensayo clásico titulado: “The Origins of Chemical Elements”, que es un intento de explicación de la distribución de los elementos químicos conocidos del Universo, originados en la primigenia explosión termonuclear que dio origen a la expansión del Universo. Hizo firmar al artículo por sus colegas Ralph Alphery Hans Albrecht Bethe (1906-2005) para que su teoría sea conocida como la: “Teoría Alpher- Bethe-Gamow” y que se la asocie con las tres primeras letras del alfabeto griego: alfa, beta, gama; con sentido de humor fechó su artículo el 1° de abril que para los norteamericanos el “Día de los inocentes”.

Gamow propuso un modelo de la explosión de un Ylem que explicaba la formación del helio en el universo.

Ylem o hylem (forma aumentativa de la palabra griega ὑλη [hylé] = materia) es el nombre dado por Aristóteles a la que consideraba sustancia fundamental de la cual procedería todo ente de materia.

El término ylem ha sido retomado a partir del siglo XX por George Gamow, y sus asociados, entre los que se contaban Ralph Alpher. Con el nombre de ylem —y basándose en las tesis de Georges Lemaître— Gamow ha denominado al punto primordial (singularidad) de materia condensada a temperaturas extremadamente elevadas del cual habría surgido el actual Universo; la suposición de tal Ylem preludió a la actual teoría del Big Bang.

gamow4También predijo que el Big Bang había dado lugar a la radiación de fondo que fue identificada en 1965 por Arno Penzias y Robert Wilson.

Fue uno de los primeros científicos en contradecir la idea del enfriamiento del Sol, y en cambio, defender su progresivo calentamiento como posible causa de la extinción de la vida terrestre.

En 1954 teorizó sobre la composición del código genético a base de tripletas de nucleótidos, y aunque se equivocó en los cálculos, la idea fue confirmada mediante experimentos en 1961.

Gamow además fue un gran divulgador científico. En 1956 recibió el Premio Kalinga, concedido por la UNESCO por su labor divulgativa de la Ciencia. Sus obras más importantes fueron Un, dos, tres… infinito (1947) y La creación del universo (1952).

¡Felicidades Mr. Hawking!

El 8 de enero de 1942 nacía en Oxford, Inglaterra, el físico teórico, astrofísico, y divulgador científico británico Stephen William Hawking. 

hawking

Si el icono de la Ciencia del Siglo XX., ha sido de forma indiscutible Albert Einstein, podemos afirmar que el icono  de la Ciencia del Siglo XXI, está siendo, hasta el momento, Stephen Hawking. Es cierto que sus contribuciones científicas, no son en absoluto comparables, pero también es justo reconocer a Hawking su increíble capacidad de superación.

Sus estudios comenzaron en el University Collage de Oxford, donde se licenció en físicas en 1962 (pese a su interés original en estudiar matemáticas, algo imposible en Oxford).

Dado que en la Universidad de Oxford, no existía nadie que trabajase en Cosmología, su gran interés, realizó sus estudios de posgrado en el Trinity Hall de Cambridge., obteniendo en esta Universidad su doctorado en física en 1966.

Sin embargo, en 1963, recibiría un terrible diagnóstico, que le cambiaría de forma sustancial su vida. Cuando tenía 20 años, se le comunicó que padecía un trastorno degenerativo neuromuscular, la ELA o esclerosis lateral amiotrófica. En principio su esperanza de vida se limitaría a unos pocos años, 2 a lo sumo, por suerte ese terrible diagnóstico no llegaría a cumplirse.

Una vez estabilizada su enfermedadn Hawking se centraría en el estudio de la relatividad general.

Stephen Hawking ha trabajado en las leyes básicas que gobiernan el universo . Con Roger Penrose mostró que la Teoría General de la Relatividad de Einstein, el espacio- tiempo podría significar el tener un origen en el Big Bang y un posible final en los agujeros negros.

La idea de Hawking era tratar de unificar la física cuántica con la relatividad general, algo que consideraba necesario. Una consecuencia de tal unificación era que los agujeros negros no deberían ser completamente “negros”, sino que deberían emitir radiación y eventualmente evaporarse y desaparecer. Otra conjetura es que el universo no tiene bordes o límites en el tiempo imaginario . Esto implicaría que la forma en que comenzó el universo estaba completamente determinado por las leyes de la ciencia.

Entre sus numerosas publicaciones destacan “La Estructura a Gran Escala del Espacio-tiempo (1973) (escrito con GFR.Ellis)” , “Relatividad General : Un Estudio en el Centenario de Einstein” , con Werner Israel, y “300 Años de Gravedad” , también con Werner Israel. Entre los libros de divulgación de Stephen Hawking sobresalen el best-seller “Una breve historia del tiempo” (1988) , “Agujeros negros y pequeños universos y otros ensayos” (1993), “El universo en una cáscara de nuez” (2001) ,, “A hombros de gigantes, los grandes textos de la física y la astronomía”(2002), “Brevísima historia del tiempo” (2005) y el “El Gran Diseño” (2010).

Hawking fue el profesor Lucasiano  de la Universidad de Cambridge (la misma cátedra que había ocupado cona anterioridad Isacc Newton) durante treinta años, desde 1979 hasta su jubilación el 1 de octubre de 2009. Después se convertiría en director de investigación en el Centro para Cosmología Teórica de la universidad de Cambridge. Es también miembro del Gonville y Caius College.

hawking2Pese a su enfermedad sigue manteniendo una actividad pública notable. Para ello utiliza una silla de ruedas controlada por un ordenador que maneja a través de leves movimientos de cabeza y ojos

Fue elegido miembro de la Royal Society, en 1974.

Hawking, cuenta con más de una docena de Doctorados honoríficos.

Entre sus numeroso premios destacar; La Medalla Eddington(1975), la Medalla Hughes (1976), la Medalla Albert Einstein(1979), el Premio Wolf (1988), el Premio Príncipe de Asturias (1989), la Medalla Copley (2006), la Medalla de la Libertad(2009) y el Premio Especial de Física Fundamental (2012).

(Nota. Esta publicación de ha basado de forma fundamental en la página personal de Stephen Hawking. Al tratarse de una persona viva, respeto profundamente su vida personal y me limito a publicar los hechos de su vida, que él mismo ha considerado más relevantes. Es simplemente un pequeño homenaje).

La “Nueva Astronomía”; Kepler.

El 27 de diciembre de 1571, nacía el astrónomo y matemático alemán Johannes Kepler (Weil der Stadt, Alemania, 27 de diciembre de 1571 – Ratisbona, Alemania, 15 de noviembre de1630) una de las figuras clave de la revolución científica.
kepler 4En el epitafio de su lápida, redactado por él mismo, puede leerse: “Medí los cielos, y ahora las sombras mido, En el cielo brilló el espíritu, En la tierra descansa el cuerpo.”
Kepler permitió descubrir el movimiento de los planetas. Utilizó grandes conocimientos matemáticos para encontrar relaciones entre los datos de las observaciones astronómicas obtenidas por Tycho Brahe y con ellos logró componer un modelo heliocéntrico del universo.
Comenzó trabajando al modo tradicional, planteando trayectorias excéntricas y movimientos en epiciclos, pero encontró que esos datos los situaban fuera del esquema que había establecido Copérnico, lo que le llevó a pensar que no describían una órbita circular. Ensayó otras formas para las órbitas y encontró que los planetas describían órbitas elípticas que tenían al Sol en uno de sus focos.
Analizando los datos de Brahe, Kepler descubrió también que la velocidad de los planetas no es constante, sino que el radio vector que los une con el Sol describe áreas iguales en tiempos iguales. En consecuencia, la velocidad de los planetas es mayor cuando están próximos al Sol (perihelio) que cuando se mueven por las zonas más alejadas (afelio).
El estudio de Newton de las leyes de Kepler condujo a su formulación de la ley de la gravitación universal.
En 1577 Kepler entra en la escuela latina de Leonberg, terminando en 1583 su primer ciclo de tres años. En 1584, entró en el Seminario protestante de Adelberg y dos años más tarde, en el Seminario superior de Maulbronn. Posteriorme se matricularía en 1589 en la universidad de Tubinga, donde estudió ética, dialéctica, retórica, griego, hebreo, astronomía y física, así como teología y ciencias humanas, obteniendo su maestría en 1591. En 1594 dejó la Universidad de Tubinga para convertirse en profesor de matemáticas en la escuela protestante de Graz .
En 1632, durante la Guerra de los Treinta Años, el ejército sueco destruyó su tumba y se perdieron sus trabajos hasta el año 1773. Recuperados por Catalina II de Rusia, se encuentran actualmente en el Observatorio de Pulkovo en San Petersburgo, Rusia.
En aquel momento se seguía tomando como cierto el sistema geocéntrico de Ptolomeo, sin embargo Kepler tuvo acceso a las teorías Copernicanas, de las cuales sería un acérrimo defensor.
Kepler dedicó buena parte de su viada a intentar comprender las leyes del movimiento planetario.
El 9 de julio de 1596; publica en Tubinga su obra Mysterium Cosmographicum (El misterio cósmico). El Misterio Cosmográfico, traducido alternativamente como Misterio Cósmico, El Secreto del Mundo o alguna otra variación).
En un principio Kepler consideró que el movimiento de los planetas debía cumplir las leyes pitagóricas de la armonía. Esta teoría es conocida como la música o la armonía de las esferas celestes.
kepler2Siendo un firme partidario del modelo copernicano, intentó demostrar que las distancias de los planetas al Sol venían dadas por esferas en el interior de poliedros perfectos, anidadas sucesivamente unas en el interior de otras.
“El hecho de que todo el mundo este circunscrito por una esfera ya ha sido discutido exhaustivamente por Aristóteles (en su libro sobre los Cielos), que fundaba su prueba especialmente en la significación especial de la superficie esférica. Por esta razón, aun hoy la esfera más exterior de las estrellas fijas ha mantenido su forma aun cuando no se le puede atribuir ningún movimiento. Ella tiene al Sol como su centro en su seno más interior. El hecho de que las restantes órbitas sean redondas puede ser visto por el movimiento circular de las estrellas. Así, pues, no necesitamos otra prueba de que la curva fue empleada para adornar el mundo.”
Kepler propuso que la relación entre las distancias de los seis planetas conocidos en su tiempo podía entenderse en términos de los cinco sólidos platónicos, encerrados dentro de una esfera que representaba la órbita de Saturno. Excepto por Mercurio, el sistema de Kepler funcionaba de manera muy aproximada a las observaciones.
Como resulta evidente, se había equivocado.
Atraído por la fama de Tycho Brahe, Johannes Kepler aceptó una invitación que le hizo en el año 1600 para trabajar junto a él en Praga. Al morir Tycho, en el año 1601, fue nombrado su sucesor en el cargo de matemático imperial y astrónomo de la corte del emperador Rodolfo II , puesto que ocupó hasta 1612. Tycho pensaba que el progreso en astronomía no podía conseguirse por la observación ocasional e investigaciones puntuales sino que se necesitaban medidas sistemáticas, noche tras noche, utilizando los instrumentos más precisos posibles. Durante su estancia con Tycho le fue imposible acceder a los datos de los movimientos aparentes de los planetas ya que Tycho, celoso de su trabajo, se negaba a dar esa información. Ya en el lecho de muerte de Tycho y después a través de su familia, en 1602 Kepler accedió a los datos de las órbitas de los planetas que durante años se habían ido recolectando. Gracias a esos datos, los más precisos y abundantes de la época, Kepler pudo ir deduciendo las órbitas reales planetarias. Encontró que en su movimiento alrededor del Sol los planetas no siguen exactamente órbitas circulares sino que describen otra clase de curvas tan famosas como el círculo en la geometría euclidiana.
Inicialmente, Kepler intentó que la órbita de los planetas se adecuase a la circunferencia por ser la más perfecta de las trayectorias, pero los datos observados impedían un ajuste correcto, lo que entristeció a Kepler, ya que no podía saltarse un pertinaz error de ocho minutos de arco. Kepler comprendió que debía abandonar la circunferencia, con gran tristeza para él, lo que implicaba abandonar la idea de un “mundo perfecto”.
Analizando los datos de Tycho Brahe relativos a las posiciones de los planetas entre las estrellas, Kepler llegó a la conclusión de que todas las cosas se ajustarían mejor si se supusiera que todos los planetas recorren órbitas elípticas teniendo al Sol situado en uno de sus focos. Descubrió también que en su movimiento alrededor del Sol los planetas se mueven más rápidamente cuando están cerca del Sol (en el afelio) y más lentamente cuando están más lejos (perihelio).
kepler5En 1609, publica Astronomia nova (Nueva astronomía), la obra que contenía las dos primeras leyes llamadas de Kepler, relativas a la elipticidad de las órbitas y a la igualdad de las áreas barridas, en tiempos iguales, por los radios vectores que unen los planetas con el Sol.
De esta forma, la primera Ley de Kepler dice:
“Los planetas tienen movimientos elípticos alrededor del Sol, estando éste situado en uno de los 2 focos que contiene la elipse”.
Y en su segunda ley expone:
“Las áreas barridas por los radios de los planetas son proporcionales al tiempo empleado por estos en recorrer el perímetro de dichas áreas.”
En 1612 Kepler se hizo matemático de los estados de la Alta Austria.
El 8 de marzo de 1618 Johannes Kepler, formula su tercera Ley del movimiento de los planetas en sus órbitas alrededor del Sol. La tercera ley, que indica que el cubo de la distancia promedio del planeta al Sol es proporcional al cuadrado de su periodo orbital aparecía por primera vez en el capítulo 5 de este libro tras una larga discusión sobre astrología.
“El cuadrado de los períodos de la órbita de los planetas es proporcional al cubo de la distancia promedio al Sol”.
Finalmente el 15 de mayo de 1618, confirma su descubrimiento previo sobre la tercera ley de movimientos de los planetas. Aparecerá recogida en su libro Harmonices mundi (La armonía de los mundos) publicado en el año 1619 en la ciudad de Linz.
La tercera Ley de Kepler, dice lo siguiente:
“Tercera ley (1618): para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital es directamente proporcional al cubo de la longitud del semieje mayor de su órbita elíptica.”
Te2/ Re3 = Constante.
Donde, T es el periodo orbital (tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol), R la distancia media del planeta con el Sol y C la constante de proporcionalidad.
Estas leyes se aplican a otros cuerpos astronómicos que se encuentran en mutua influencia gravitatoria, como el sistema formado por la Tierra y la Luna.
kepler4Tras Harmonices mundi la siguiente obre de Kepler fue Epitome astronomiae copernicanae (1618-1621), que reúne todos sus descubrimientos en un solo tomo.
Su última obra importante aparecida en vida fueron las Tablas rudolfinas (1625). Basándose en los datos de Brahe, las nuevas tablas del movimiento planetario reducen los errores medios de la posición real de un planeta de 5 °a 10′.
Johannes Kepler tuvo también su importancia en la fundación de la nueva ciencia dedicada al estudio de la Luna denominada Selenografía, pues sus principios sobre el telescopio astronómico sirvieron a Galileo a elaborar sus trabajos, además de realizar él mismo una carta lunar tan tosca como las de sus compañeros gracias a un nuevo diseño de montura ecuatorial para su telescopio que le proporcionó un jesuita llamado Scheiner, quien además dibujó un mapa lunar en el año 1645.
Kepler murió en 1630 en Ratisbona, en Baviera, Alemania, a la edad de 58 años.
En 1935 la UAI decidió en su honor llamarle «Kepler» a un astroblema lunar.

Adiós al “gigante” de la comunicación científica del siglo XX; Carl Sagan.

El 20 de diciembre de 1996, nos dejaba el astrónomo, astrofísico, cosmólogo, escritor y educador científico estadounidense, Carl Edward Sagan (Nueva York, Estados Unidos, 9 de noviembre de 1934-Seattle, Estados Unidos, 20 de diciembre de 1996).

“Somos polvo de estrellas”

sagan

Decir que Sagan fue uno de los mejores comunicadores científicos del siglo XX, es quedarse corto. Poca gente a lo largo de la Historia de la Ciencia ha conseguido despertar tanto la curiosidad, el interés por una materia científica como él. Su labor ha sido inmensa, gigantesca.

Pero Sagan no era un divulgador al uso. Sagan era un educador, una persona que supo levantar pasiones y despertar auténticas carreras científicas mediante la enseñanza, la comprensión de algo tan arduo como la astrofísica.

Sagan es el Maestro de maestros, con mayúsculas, para todos aquellos que queremos acercar la Ciencia a la gente. Un “gigante”.

Sagan se graduó en la Rahway High School de Rahway, Nueva Jersey, en 1951

Posteriormente se matriculó en la Universidad de Chicago, donde participó en la Ryerson Astronomical Society, y se graduó en artes en 1954 (de ahí su pasión por la estética), en ciencias, en 1955, (obteniendo un máster en Física, en 1956) y se doctoró en 1960 en Astronomía y Astrofísica.

Impartió clases y fue investigador de la Universidad de Harvard hasta 1968, año en el que se incorporó a la Universidad Cornell, en Ithaca, Nueva York.

En 1971, fue nombrado profesor titular y director del Laboratorio de Estudios Planetarios. De 1972 a 1981, Sagan fue Director Asociado del Centro de Radiofísica e Investigación Espacial de Cornell siendo desde 1976  y hasta su muerte, el primer titular de la Cátedra David Duncan de Astronomía y Ciencias del Espacio.

Sagan, como asesor del programa espacial de la NASA, participó en las primeras misiones del Programa Mariner a Venus, trabajando en el diseño y gestión del proyecto. Fue de los primeros en plantear la hipótesis de que una de las lunas de Saturno, Titán, podría albergar océanos de compuestos líquidos en su superficie, y que una de las lunas de Júpiter, Europa, podría tener océanos de agua subterráneos.

Asimismo introdujo notables avances teóricos para la mejor comprensión de las atmósferas de Venus y Júpiter y de los cambios estacionales de Marte

sagan2Además contribuyó de forma notable en el diseño del primer mensaje físico enviado al espacio exterior; una placa fabricada en aluminioanodizado en oro e inscrita con un mensaje simbólico que le informa a una posible civilización extraterrestre que pudiese interceptar la sonda acerca del ser humano y de la existencia y ubicación de la Tierra.  La placa fue enviada junto con la  sonda espacial estadounidense Pioneer 10, lanzada en 1972. La Pioneer 11, con otra copia de la placa, fue lanzada al año siguiente.

El último mensaje de éste tipo en el que colaboró fue el Disco de Oro de las Voyager, un disco de gramófono que contiene sonidos e imágenes que retratan la diversidad de la vida y la cultura en la Tierra., que acompaña a las sondas espaciales Voyager, lanzadas en 1977 y que tardarán 40 000 años en alcanzar las proximidades de la estrella más cercana a nuestro sistema solar.

A Sagan, se le conoce además como ser uno de los grandes impulsores del programa de búsqueda de vida extraterrestre SETI.

Destaca además, por su gran labor en la lucha contra las pseudociencias, siendo un escéptico convencido y un rotundo defensor del método científico como único medio para el avance del conocimiento.

De 1968 a 1979, Sagan fue editor de la Revista Icarus. Fue co-fundador de la Sociedad Planetaria, y fue miembro del Consejo de Administración del Instituto SETI. Además fue Presidente de la División de Ciencia Planetaria (DPS) de la Sociedad Astronómica Americana,  Presidente de la Sección de Planetología de la American Geophysical Union, y  Presidente de la Sección de Astronomía de la Asociación Estadounidense para el Avance de la Ciencia.

sagan3Sin duda, en su labor como divulgador científico, sobresale el haber sido el presentador, coautor y coproductor de la popular serie de televisión de trece capítulos Cosmos: Un viaje personal, producida por el PBS. La serie comenzó a emitirse en 1980 y constó de trece episodios de una hora de duración. La serie se ha emitido en 60 países y ha sido vista por más de 400 millones de personas.

De entre sus numerosas obras científicas y de divulgación destacan , El cerebro de Broca: Reflexiones sobre el romance de la ciencia; Contacto, La conexión cósmica, Un punto azul pálido: Una visión del futuro humano en el espacio y de forma especial  Los dragones del Edén: Especulaciones sobre la evolución de la inteligencia humana por el que ganó el Premio Pulitzer en 1978 en la categoría de Literatura General de No Ficción

Obtuvo numerosos reconocimientos y distinciones a lo largo de su trayectoria profesional, pudiendo destacarse que el lugar de aterrizaje de la nave no tripulada Mars Pathfinder fue rebautizado como Carl Sagan Memorial Station el 5 de julio de 1997 y que el asteroide 2709 Sagan fue bautizado de esta forma en reconocimiento a su labor.

Sus premios, asimismo, han sido  muy numerosos, entre ellos la Medalla de Bienestar Público de la Academia Nacional de Ciencias de Estados Unidos recibida en 1994 “por sus destacadas contribuciones a la aplicación de la ciencia al bienestar público”. Un gran resumen para la ingente labor que había desarrollado.

 

El primer púlsar y Jocelyn Bell.

El 28 de noviembre de 1967 En el Observatorio Radioastronómico Mullard de Cambridge, la estudiante de doctorado Jocelyn Bell Burnell (1943-) descubre la primera radioseñal de un púlsar.

jocelyn bellJocelyn Bell Burnell nació en Irlanda del Norte, donde su padre fue arquitecto del planetario Armagh. Disponía de una gran biblioteca, y animó a su hija a leer. Ésta se interesó especialmente por los libros de astronomía.

Más adelante, Bell Burnell asistió a las universidades de Glasgow y Cambridge. En Cambridge, trabajó con Hewish y otros en la construcción de un radiotelescopio para usar los destellos interplanetarios en el estudio de los quásares, que habían sido descubiertos hacía poco (los destellos interplanetarios permiten distinguir fuentes compactas de las distantes).

Luego de terminar su doctorado, Bell Burnell trabajó en la Universidad de Southampton, la University College de Londres y el Royal Observatory en Edimburgo, antes de convertise en Profesora de Física en la Open University durante diez años, y después como profesor visitante en la Universidad de Princeton. Antes de jubilarse, Bell Burnell fue Decana de Ciencias en la Universidad de Bath entre los años 2001 y 2004, y Presidente de la Royal Astronomical Society entre 2002 y 2004. Actualmente es profesor visitante en la Universidad de Oxford.

El 28 de noviembre de 1967 En el Observatorio Radioastronómico Mullard de Cambridge, la estudiante de doctorado Jocelyn Bell Burnell (1943-) descubre la primera radioseñal de un púlsar.

Detectando un pequeño patrón en los registros de las lecturas que se siguió por el cielo con las estrellas, Bell Burnell descrubrió que se trataba de un pulso regular, aproximadamente uno por segundo. Lo denominó temporalmente LGM1 (Little Green Man 1, Hombrecillo verde 1) y finalmente identificó la fuente como una estrella de neutrones de rápida rotación.

jocelyn bell2La señal del primer púlsar detectado tenía un periodo de 1,33730113 s. Este tipo de señales únicamente se puede detectar con un radiotelescopio. De hecho, cuando en julio de 1967 Jocelyn Bell y Antony Hewish detectaron estas señales de radio de corta duración y extremadamente regulares, pensaron que podrían haber establecido contacto con una civilización extraterrestre, por lo que llamaron tentativamente a su fuente LGM (Little Green Men u Hombrecitos verdes). Tras una rápida búsqueda se descubrieron 3 nuevos púlsares que emitían en radio a diferentes frecuencias, por lo que pronto se concluyó que estos objetos debían ser producto de fenómenos naturales. Anthony Hewish recibió en 1974 el Premio Nobel de Física por este descubrimiento y por el desarrollo de su modelo teórico. Jocelyn Bell no recibió condecoración porque sólo era una estudiante de doctorado, aunque fuera ella quien advirtió la primera señal de radio.

A pesar de que no obtuvo el Premio Nobel junto a Hewish por su descubrimiento, sí ha sido galardonada por muchas otras organizaciones. Obtuvo la Medalla Michelson del Instituto Franklin (1973, junto a Hewish). En 1978 le fue entregado el Premio J. Robert Oppenheimer Memorial del Centro de Estudios Teóricos de Miami. También ha recibido el Premio Beatrice M. Tinsley de la Sociedad Astronómica Americana (1987), el Magellanic Premium de la Sociedad Filosófica Americana, el Jansky Lectureship del Observatorio Radioastronómoco Nacional, y la Medalla Herschel de la Royal Astronomical Society (1989). También ha recibido numerosos títulos honoríficos, como el de Comandante de la Orden del Imperio Británico así como Colega de la Royal Society.

Es Presidente de Honor de la Burnell House en la Escuela de Gramática Cambridge, en Ballymena, Irlanda del Norte.

Es miembro de la Religious Society of Friends (cuáqueros) y es Consejera del Instituto Faraday para la Ciencia y la Religión, de la Universidad de Cambridge.

Un púlsar (del acrónimo en inglés de puls[ating st]ar, que significa «estrella que emite radiación muy intensa a intervalos cortos y regulares») es una estrella de neutrones que emite radiación periódica. Los púlsares poseen un intenso campo magnético que induce la emisión de estos pulsos de radiación electromagnética a intervalos regulares relacionados con el periodo de rotación del objeto.

Las estrellas de neutrones pueden girar sobre sí mismas hasta varios cientos de veces por segundo; un punto de su superficie puede estar moviéndose a velocidades de hasta 70 000 km/s. De hecho, las estrellas de neutrones que giran tan rápidamente se expanden en su ecuador debido a esta velocidad vertiginosa. Esto también implica que estas estrellas tengan un tamaño de unos pocos miles de metros, entre 10 y 20 kilómetros, ya que la fuerza centrífuga generada a esta velocidad es enorme y sólo el potente campo gravitatorio de una de estas estrellas (dada su enorme densidad) es capaz de evitar que se despedace.

El efecto combinado de la enorme densidad de estas estrellas con su intensísimo campo magnético (generado por los protones y electrones de la superficie girando alrededor del centro a semejantes velocidades) causa que las partículas que se acercan a la estrella desde el exterior (como, por ejemplo, moléculas de gas o polvo interestelar), se aceleren a velocidades extremas y realicen espirales cerradísimas hacia los polos magnéticos de la estrella. Por ello, los polos magnéticos de una estrella de neutrones son lugares de actividad muy intensa. Emiten chorros de radiación en el rango del radio, rayos X o rayos gamma, como si fueran cañones de radiación electromagnética muy intensa y muy colimada.

jocelyn bell3Por razones aún no muy bien entendidas, los polos magnéticos de muchas estrellas de neutrones no están sobre el eje de rotación. El resultado es que los «cañones de radiación» de los polos magnéticos no apuntan siempre en la misma dirección, sino que rotan con la estrella.
Es posible entonces que, mirando hacia un punto determinado del firmamento, recibamos un «chorro» de rayos X durante un instante. El chorro aparece cuando el polo magnético de la estrella mira hacia la Tierra, deja de apuntarnos una milésima de segundo después debido a la rotación, y aparece de nuevo cuando el mismo polo vuelve a apuntar hacia la Tierra. Lo que percibimos entonces desde ese punto del cielo son pulsos de radiación con un periodo muy exacto, que se repiten una y otra vez (lo que se conoce como «efecto faro») cuando el chorro se orienta hacia nuestro planeta. Por eso, este tipo de estrellas de neutrones «pulsantes» se denominan púlsares (del inglés pulsating star, «estrella pulsante», aunque esta denominación se aplica con más propiedad a otro grupo de estrellas variables). Si la estrella está orientada de manera adecuada, podemos detectarla y analizar su velocidad de rotación. El periodo de la pulsación de estos objetos lógicamente aumenta cuando disminuye su velocidad de rotación. A pesar de ello, algunos púlsares con periodos extremadamente constantes han sido utilizados para calibrar relojes de precisión.

El tamaño, la edad y la expansión del Universo. El “gigante” Hubble.

El 20 de noviembre de 1889, nacía el astrónomo norteamericano Edwin Powell Hubble (Marshfield, Misuri, 20 de noviembre de 1889-San Marino, California, 28 de septiembre de 1953).

hubbleEs considerado como uno de los astrónomos más importantes del siglo XX y posiblemente de todos los tiempos.

Comenzó estudiando Derecho en Universidad de Oxford donde se graduó e incluso llegó a ejercer como abogado un año. Sin embargo finalmente se decantó por su gran pasión; la astronomía. Se incorporó al Observatorio Yerkes de la Universidad de Chicago entre 1912 y 1914, y obtuvo su doctorado en física en 1917.

En 1919, comenzó a trabajar en el observatorio del Monte Wilson, donde tenía acceso al telescopio Hooker de 254 centímetros (100 pulgadas), por aquel entonces, el más potente del mundo.

Sus primeros trabajos, se centraron en el estudio de lo que entonces se conocía como nebulosas.

A principios del siglo XX se creía que la Vía Lactea era una solitaria isla de estrellas, con nada observable más allá. Andromeda fue catalogada en ese contexto como una retorcida luz al que los astrónomos llamaban “spiral nebulae”.

Hubble pasó varios meses en 1923 observando de Andrómeda con el telescopio Hooker de 100 pulgadas, el telescopio más poderoso de esa época, en el Observatorio del Monte Wilson en California. Incluso con él, Andrómeda era un objetivo monstruoso, que abarcaba cerca de 5 pies de largo en el plano focal del telescopio. Por lo tanto, tomó muchas exposiciones que abarcan decenas de placas fotográficas de vidrio para capturar la nebulosa en su totalidad.

Se concentró en tres regiones. Una de ellas era el interior de uno de sus brazos espirales. En la noche del 5 de octubre de 1923, Hubble comenzó un maratón de observación que se prolongó hasta las primeras horas del 6 de octubre. En malas condiciones de observación, el astrónomo hizo una exposición de 45 minutos que reprodujo tres novas, una clase de explosión estelar. Escribió la letra “N”, de Nova, al lado de cada uno de los tres objetos.

Más tarde, sin embargo, Hubble hizo un descubrimiento sorprendente al comparar ciertas placas con las exposiciones anteriores de las novas. Una de las novas parecía apagarse e iluminarse de nuevo durante un período de tiempo mucho más corto del que suele verse en una nova típica.

Hubble obtuvo suficientes observaciones de V1 para trazar su curva de luz, la que determinó de un período de 31,4 días, lo que indicaba que el objeto era una cefeida variable. El plazo daba al brillo intrínseco de la estrella un periodo concreto, que Hubble entonces utilizó para calcular su distancia. La estrella resultó estar a 1 millón de años luz de la Tierra, más de tres veces el diámetro calculado por Shapley para la Vía Láctea.

hubble2Gracias a su marcador, Hubble tachó la “N” junto a la recién descubierta cefeida variable y escribió “Var”, variable, seguido de un signo de exclamación.

Durante varios meses el astrónomo continuó observando Andrómeda, en búsqueda de otras cefeidas variables.

El 30 de diciembre de 1923 Hubble descubrió las estrellas individuales que constituyen la nebulosa de la región externa de la galaxia de Andrómeda, y gracias a la relación luminosidad-distancia que caracteriza a estas estrellas, pudo demostrar que Andrómeda no está en el interior de nuestra Galaxia, sino fuera, y que era un sistema de estrellas completamente similar al nuestro Encontró en Andrómeda una estrella que tenía una luminosidad y decaimiento medible y que se comportaba como un patrón, y la catalogó como V1, una estrella cefeida variable. Este tipo de estrellas ya había sido probada como un marcador fiable para medir de distancias en nuestra propia galaxia.

Antes del descubrimiento de V1, muchos astrónomos creían que las nebulosas espirales, como Andrómeda, eran parte de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Otros no estaban tan seguros. De hecho, los astrónomos Shapley y Curtis Heber mantuvieron un debate público en 1920 sobre la naturaleza de estas nebulosas. Durante el debate, Shapley defendió la medición de 300.000 años luz para el tamaño de la Vía Láctea. Aunque Shapley, sobrestimando su tamaño, estaba en lo cierto al afirmar que la Vía Láctea era mucho más grande que las dimensiones comúnmente aceptadas. También argumentó que las nebulosas espirales eran mucho más pequeñas que la gigantesca Vía Láctea y por lo tanto debían ser parte de ella. Pero Curtis no estaba de acuerdo. Él pensaba que la Vía Láctea era más pequeña de lo que Shapley afirmaba, dejando espacio para otros universos isla más allá de nuestra galaxia.

Para resolver el debate, los astrónomos tuvieron que establecer distancias fiables para las nebulosas espirales. Así que se buscaron las estrellas en la nebulosa cuya luminosidad intrínseca se que creía conocer. Sabiendo el verdadero brillo de una estrella, los astrónomos pudieron calcular la distancia a la que se hallaba de la Tierra. Pero algunas de las estrellas seleccionadas no eran marcadores fiables.

Andrómeda, la mayor de las nebulosas espirales, presenta indicios ambiguos con respecto a su distancia. Los astrónomos habían observado diferentes tipos de estrellas que explotaban en la nebulosa. Pero no acababan de entender los procesos estelares subyacentes, por lo que tuvieron dificultades para calcular hasta qué punto estas estrellas estaban lejos de la Tierra. La medida a la que se hallaba Andrómeda, por lo tanto, variaba mucho.

El 19 de febrero del año 1924, Hubble envía una carta histórica al, también astrónomo, Harlow Shapley. En ella afirma, que tras los cálculos realizados por el mismo, la distancia de la Tierra a Andrómeda es de 300.000 parsecs (aproximadamente un millón de años-luz), por lo que la galaxia Andrómeda está fuera de los límites de la Vía Láctea. El universo está formado por millones de galaxias. Después de leer la carta, Shapley estaba convencido de que la evidencia era segura. Dijo a un colega, “Aquí está la carta que destruyó mi universo”.

El 23 de noviembre de 1924 Edwin Hubble publica su descubrimiento de la galaxia de Andrómeda. El científico demostró que era una galaxia y no una nebulosa, como se creía anteriormente. De esta manera, se demostró que la Vía Láctea no era la única galaxia del universo.

hubble3A finales de 1924 Hubble había descubierto 36 estrellas variables en Andrómeda, de los cuales 12 fueron Cefeidas. Usando todas las Cefeidas, obtuvo una distancia de 900.000 años luz. Medidas actuales mejoradas sitúan la galaxia a 2 millones de años luz de distancia.

El 30 de diciembre de 1924 Edwin Hubble demuestra públicamente que la galaxia Andrómeda no está en el interior de nuestra galaxia, sino fuera, y que es un sistema de estrellas completamente similar al nuestro. El universo es mucho mas grande de lo que se creía.

Shapley y el astrónomo Henry Norris Russell instaron a Edwin Hubble a escribir un artículo para una reunión conjunta de la Sociedad Astronómica Americana y la Asociación Americana para el Avance de la Ciencia a finales de diciembre de 1924. El artículo, titulado “Naturaleza extragaláctica de las nebulosas espirales”, compartió el premio a la mejor comunicación del año. Un breve artículo sobre el premio apareció en la edición del 10 de febrero 1925 en The New York Times.

Hubble introdujo así mismo, un sistema de clasificación de las Galaxias según su estructura. En 1929 comparó las distancias que había calculado para diferentes galaxias con los desplazamientos hacia el rojo, fijados por Slipher para las mismas galaxias. Descubrió que cuanto más lejos estaba la galaxia, más alta era su velocidad de recesión. A esta relación se la conoce como la ley de los desplazamientos hacia el rojo o ley de Hubble; la cual determina que la velocidad de una galaxia es proporcional a su distancia.

Las observaciones de V1 de Edwin Hubble se convirtieron en el primer paso crítico en el descubrimiento de un universo mayor. Gracias a él llegó a encontrar muchas galaxias más allá de la Vía Láctea. Esas galaxias, a su vez, le permitieron determinar que el universo se estaba expandiendo.

En 1929, Hubble publicó un análisis de la velocidad radial, respecto a la Tierra, de las nebulosas cuya distancia había calculado estableciendo que, aunque algunas nebulosas extragalácticas tenían espectros que indicaban que se movían hacia la Tierra, la gran mayoría, mostraba corrimientos hacia el rojo que solo podían explicarse bajo la suposición de que se alejaban. Incluso, descubrió que existía una relación directa entre la distancia de una nebulosa y su velocidad de retroceso.

Hubble concluyó que la única explicación consistente con los corrimientos hacia el rojo registrados, era que, dejando aparte a un “grupo local” de galaxias cercanas, todas las nebulosas extragalácticas se estaban alejando y que cuanto más lejos se encontraban más rápidamente se alejaban. Esto sólo tenía sentido si el propio universo, incluido el espacio entre galaxias, se estaba expandiendo. Esto llevó al astrónomo a elaborar junto a Milton Humason el postulado de la Ley de Hubble acerca de la expansión del universo.

hubble4Los trabajos anteriores de Alexander Friedman, del año 1922, y de Georges Lemaître, de 1927, utilizaron la teoría de la relatividad para demostrar que el universo estaba en movimiento constante.

El descubrimiento de la expansión del Universo empieza en 1912, con los trabajos del astrónomo norteamericano Vesto M. Slipher. Mientras estudiaba los espectros de las galaxias observó que, excepto en las más próximas, las líneas del espectro se desplazan hacia el rojo.

Lemaitre en 1927 descubrió una solución para las ecuaciones relativistas de Albert Einstein que ofrecía como resultado un universo en expansión. Lemaitre fue el primer académico conocido en proponer la teoría de la expansión del universo, ampliamente mal atribuida a Edwin Hubble. También fue el primero en derivar lo que se conoce como la ley de Hubble e hizo la primera estimación de lo que ahora se llama la constante de Hubble, la cual publicó en 1927, dos años antes del artículo de Hubble. La constante de Hubble o de proporcionalidad es el cociente entre la distancia de una galaxia a la Tierra y la velocidad con que se aleja de ella. Se calcula que esa constante está entre los 50 y 100 Km/s por megaparsec.

Georges Lemaître observó por primera vez, en 1927, que un universo en expansión podría remontarse en el tiempo para un único punto de origen, los científicos se han basado en su idea de la expansión cósmica. Poco después, en 1929, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble descubrió galaxias más allá de la Vía Láctea que se alejaban de nosotros, como si el Universo se expandiera constantemente. En 1948, el físico ucraniano nacionalizado estadounidense, George Gamow (1904-1968), planteó que el universo se creó a partir de una gran explosión (big bang). Recientemente, ingenios espaciales puestos en órbita (COBE) han conseguido “oír” los vestigios de esta gigantesca explosión primigenia.

Lemaître elaboró la hipótesis de que toda la materia del universo en el momento del origen estaba concentrada en un átomo primordial, un punto de elevadísima densidad cuya explosión habría determinado el comienzo de la expansión y la creación de la materia. El tiempo y el espacio estaban contenidos en él y comenzaron a desplegarse a partir del terrible estallido inicial, puesto que según la teoría de la relatividad no pueden existir independientemente del universo.

Eddington, convencido por lo expuesto por Lemaître dictó el 10 de mayo de 1930 una conferencia ante la Real Sociedad Astronómica sobre ese problema, y en ella informó sobre el trabajo de Lemaître: se refirió a la “contribución decididamente original avanzada por la brillante solución de Lemaître”, diciendo que “da una respuesta asombrosamente completa a los diversos problemas que plantean las cosmogonías de Einstein y de De Sitter”. El 19 de mayo, De Sitter reconoció también el valor del trabajo de Lemaître, que fue publicado, traducido al inglés, por la Real Sociedad Astronómica.

hubble5En 1964 la radiación de fondo cósmico de microondas fue descubierta, lo que fue una prueba crucial en favor del modelo del Big Bang, ya que la teoría predijo la existencia de la radiación de fondo en todo el universo antes de ser descubierta. Las leyes físicas conocidas de la naturaleza pueden utilizarse para calcular las características en detalle del universo del pasado a un estado inicial de extrema densidad y temperatura.

El 24 de abril de 1990 en la misión STS-31 y como un proyecto conjunto de la NASA y de la Agencia Espacial Europea (ESA), se ponía en órbita el telescopio espacial Hubble denominado de esta forma en honor a Edwin Hubble. El Universo se nos mostraba como nunca antes lo habíamos visto.

El gran error de Einstein. La constante innecesaria; Friedman.

El 16 de septiembre de 1925, fallecía el matemático y meteorólogo ruso Aleksandr Aleksándrovich Friedman o Alexander Friedman o Friedmann, (San Petersburgo, 16 de junio de 1888 – San Petersburgo, 16 de septiembre de 1925).

friedmanFriedman fue el primer científico en aplicar formalmente la relatividad a la cosmología sin considerar la constante cosmológica propuesta por Einstein; Friedman. Por eso a menudo se le considera como el  “padre” de la teoría de la expansión del Universo.

Alexander Friedman estudió en la Universidad de San Petersburgo. Cuando contaba con 22 años de edad, en 1910, se graduó y se le concedió la medalla de oro por sus trabajos originales en Matemáticas. En 1913 fue llamado a trabajar en el Departamento de Meteorología, en el Observatorio Azrologicheskoy Pavlov. Sus primeros artículos fueron de gran importancia sobre: Matemática, Física y Meteorología.

En 1920, Friedman colaboró con el Observatorio de Física de la Academia de Ciencias en Petrogrado siendo director de Investigación en el departamento de Meteorología Teórica del Laboratorio de Geofísica.

En 1922 Friedman descubrió una de las primeras soluciones cosmológicas de las ecuaciones de la relatividad general, la correspondiente a un universo en expansión. En 1922 y 1924 Friedman publicó dos artículos en la revista alemana de física Zeitschrift für Physik, el primero “Über die Krümmung des Raumes” (Sobre la curvatura del espacio), en el nº 10, 1922, pp. 377 ss enviado el 29 de junio.

En el artículo Friedmann demostraba que el radio de curvatura del Universo pude ser o bien creciente, o bien un función periódica del tiempo. Einstein envió rápidamente respuesta al artículo de Friedmann, publicada el 18 de septiembre de 1922: “Los resultados relacionados con un universo no estacionario me parecen sospechosos. En realidad la solución dada no satisface las ecuaciones de campo.”

El 6 de diciembre Friedmann escribió directamente a Einstein:

“Considerando que la posible existencia de un universo no estacionario tiene cierto interés, me permito presentarle los cálculos que he hecho para verificación y comprobación. En caso de que encuentre mis cálculos aquí presentados correctos, por favor sea tan amable de informar de ello a los editores del Zeitschrift für Physik; quizás en este caso usted quisiera publicar una corrección a su afirmación, o permita que una porción de esta carta sea publicada.”

friedman2La carta, por diversos motivos, no llegó a Einstein hasta mayo de 1923, quien admitió su error y escribió de manera inmediata al Zeitschrift für Physik:” En mi nota previa critiqué el trabajo del señor Friedmann Sobre la Curvatura del Espacio. Sin embargo, mi crítica, como he sido convencido por la carta de Friedmann llegada a mí por el Señor Krutkov, estaba basada en un error en mis cálculos. Considero que los resultados del Señor Friedmann son correctos y muestran nueva luz”.

El segundo artículo de Friedman “Über die Möglichkeit einer Welt mit konstanter negativer Krümmung des Raumes” (Sobre la posibilidad de un mundo con curvatura negativa constante del espacio), ibid. 21, 1924, pp. 326-332, estudiaba tres modelos de universo como soluciones cosmológicas a las ecuaciones de Einstein, correspondientes a universos con curvatura positiva, cero y negativa, respectivamente, una década antes de que Robertson y Walker publicaran sus análisis.

George Gamow (1904-1963), quien fue discipulo de Friedman llevó adelante las ideas de Friedman y pronosticó el Fondo Cósmico de Radiación de Microondas que es prueba del Big Bang y de la Expansión del Universo.

La teoría del Big Bang se desarrolló a partir de observaciones y avances teóricos. Por medio de observaciones, en la década de 1910, el astrónomo estadounidense Vesto Slipher y, después de él, Carl Wilhelm Wirtz, de Estrasburgo, determinaron que la mayor parte de las nebulosas espirales se alejan de la Tierra; pero no llegaron a darse cuenta de las implicaciones cosmológicas de esta observación, ni tampoco del hecho de que las supuestas nebulosas eran en realidad galaxias exteriores a nuestra Vía Láctea.

Además, la teoría de Albert Einstein sobre la relatividad general (segunda década del siglo XX) no admite soluciones estáticas (es decir, el Universo debe estar en expansión o en contracción), resultado que él mismo consideró equivocado, y trató de corregirlo agregando la constante cosmológica.

friedman3La constante cosmológica fue introducida inicialmente por Einstein en 1915 para lograr un universo estático, que coincidía con la concepción del universo reinante en su tiempo. Sus ecuaciones originales no permitían un universo estático: la gravedad lleva a un universo inicialmente en equilibrio dinámico a contraerse. Sin embargo, después de desarrollar su solución estática, Edwin Hubble sugirió en 1929 que el universo parecía estar en expansión. Esto era perfectamente consistente con las soluciones a las ecuaciones originales, descubiertas por el matemático Friedman en 1922 y luego por el físico Georges Lemaître, quien, independientemente, encontró una solución similar en 1927.

Se sabe ahora que el universo estático encontrado por Einstein es inestable. A pesar de estar en equilibrio, cualquier pequeña perturbación lo haría implosionar o expandirse de nuevo.

Al contrario que el resto de la relatividad general, esta nueva constante no se justificaba para nada, y fue introducida exclusivamente con el fin de obtener el resultado que en la época se pensaba era el apropiado. Cuando se presentó la evidencia de la expansión de universo, se cree que Einstein llegó a declarar que la introducción de dicha constante fue el «peor error de su carrera».

El primero en aplicar formalmente la relatividad a la cosmología, sin considerar la constante cosmológica, fue Alexander Friedman, cuyas ecuaciones describen el Universo Friedman-Lemaître-Robertson-Walker, que puede expandirse o contraerse.

Entre 1927 y 1930, el sacerdote belga Georges Lemaître obtuvo independientemente las ecuaciones Friedman-Lemaître-Robertson-Walker y propuso, sobre la base de la recesión de las nebulosas espirales, que el Universo se inició con la explosión de un átomo primigenio, lo que más tarde se denominó “Big Bang”.

En 1929, Edwin Hubble realizó observaciones que sirvieron de fundamento para comprobar la teoría de Lemaître. Hubble probó que las nebulosas espirales son galaxias y midió sus distancias observando las estrellas variables cefeidas en galaxias distantes. Descubrió que las galaxias se alejan unas de otras a velocidades (relativas a la Tierra) directamente proporcionales a su distancia. Este hecho se conoce ahora como la ley de Hubble.

friedman4Según el principio cosmológico, el alejamiento de las galaxias sugería que el Universo está en expansión. Esta idea originó dos hipótesis opuestas. La primera era la teoría Big Bang de Lemaître, apoyada y desarrollada por George Gamow. La segunda posibilidad era el modelo de la teoría del estado estacionario de Fred Hoyle, según la cual se genera nueva materia mientras las galaxias se alejan entre sí. De acuerdo con la teoría del estado estacionario, la disminución de la densidad que produce el universo al expandirse se compensa con una creación continua de materia. Debido a que se necesita poca materia para mantener constante la densidad del Universo mientras este se expande (un protón al año en cada Km³ del Universo), esta teoría no se ha podido demostrar directamenteEn este modelo, el Universo es básicamente el mismo en un momento dado en el tiempo. Durante muchos años hubo un número de adeptos similar para cada teoría.

Con el pasar de los años, las evidencias observacionales apoyaron la idea de que el Universo evolucionó a partir de un estado denso y caliente. Desde el descubrimiento de la radiación de fondo de microondas, en 1965, ésta ha sido considerada la mejor teoría para explicar el origen y evolución del cosmos.

El colapso de las estrellas; Chandrasekhar.

El 21 de agosto de 1995, fallecía el físico teorico, astrofísico y matemático indio Subrahmanyan Chandrasekhar (19 de octubre de 1910 – 21 de agosto de 1995).

Fue galardonado con el Premio Nobel de Física en 1983 (compartido con William Fowler) por sus estudios sobre los procesos en la estructura y evolución estelares.

ChandrasekharChandrasekhar asistió al colegio secundario donde se graduó en 1925 a la edad de 15 años. Posteriormene estudió en el Presidency College, de la Universidad de Madras en la India. donde cursó la licenciatura en Física (1925-1930). En 1930, Chandrasekhar ingresó en el Trinity College de la Universidad de Cambridge, Inglaterra. También estudió por un años en Copenhagen en el Institut for Teoretisk Fysik. Recibió su doctorado en Cambridge en 1933 bajo la dirección de Ralph Fowler.

En enero de 1937 se trasladó al Observatorio Yerkes de la Universidad de Chicago donde permanecería durante el resto de su carrera científica.

Comenzó sus investigaciones centrándose en las enanas blancas. En 1930 demostró que la masa de una enana blanca tiene un límite superior, conocido ahora como el límite de Chandrasekhar. El límite consistía en precisar en sus cálculos lo refererente a los efectos cuánticos y relativistas. Como consecuencia de ello señaló que sólo las estrellas con una masa superior a 1,4 veces la del Sol y con la desaparición de las reacciones termonucleares internas, se colapsarían a niveles inferiores a la circunferencia de la Tierra por su propia gravedad  al no haber nada  que pudiera frenarla (para dicha masa la fuerza de atracción gravitatoria sería mayor que la proporcionada por el principio de exclusión de Pauli)

Este límite se conoce como límite de Chandrasekhar. Sus descubrimientos apuntaban a la formación de estrellas de neutrones y agujeros negros.

En astrofísica, el límite de Chandrasekhar es el límite de masa más allá del cual la degeneración de electrones no es capaz de contrarrestar la fuerza de gravedad en un remanente estelar, produciéndose un colapso que origina una estrella de neutrones o un agujero negro. Existe también, al menos en teoría, un tercer posible resultado de este colapso, que daría lo que se conoce como a una estrella de quarks.

Chandrasekhar4La masa de una enana blanca aislada y sin rotación no puede sobrepasar el límite de Chandrasekhar de 1,4 masas solares, aunque este límite aumenta ligeramente si la enana blanca rota velozmente sobre su eje.120

Sin embargo, las enanas blancas que forman parte de los sistemas binarios pueden acretar material de su compañera, normalmente una gigante roja, aumentando así tanto en masa como en densidad. Una vez que la masa ha alcanzado el límite de Chandrasekhar, los electrones ya no son capaces de sostener la estrella, lo cual aumenta la presión, lo que dispara la temperatura hasta iniciar una fusión en el núcleo de la enana que produzca una ignición explosiva, o colapsa formando una estrella de neutrones

De forma similar, también existe un límite a la masa que las estrellas de neutrones pueden soportar. En este caso, son los neutrones quienes están degenerados y pueden soportar una masa del orden de tres masas solares. Este es el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff.

El valor del límite de Chandrasekhar es proporcional al cuadrado de la fracción de masa de los electrones. En una enana blanca normal hay dos nucleones por cada electrón, lo que equivale a un peso molecular por partícula de 2, pero, en determinadas condiciones, se puede dar una disminución de la cantidad de electrones mediante su captación por parte de los núcleos. Esto reduciría la masa de Chandrasekhar.

Chandrasekhar2El 11 de enero de 1935 realizó una presentación de su trabajo en la Real Sociedad de Londres, tras la cual el famoso Arthur Eddington ridiculizó las teorías del joven investigador. Su enfrentamiento duraría años.

Durante la Segunda Guerra Mundial, Chandrasekhar colaboró con otros físicos de la Universidad de Chicago en el Proyecto Manhattan.

A comienzos de los años 1950, Chandrashekhar estudió detalladamente el transporte radiativo en el interior de las estrellas, pero su trabajo en este campo se referencia en numerosas ocasiones para el estudio del transporte radiativo de energía en cualquier medio (Radiative transfer).

Más tarde, trabajaría en los efectos del magnetismo sobre las galaxias, su forma y evolución publicando otro clásico: Hydrodynamics and Hydromagnetic Stability (1961).

Chandrashekhar también desarrolló teorías sobre atmósferas estelares, agujeros negros, iluminación del cielo por el sol, estructura y masa estelar.

Durante 19 años, desde 1952 hasta 1971, fue el editor de la revista Astrophysical Journal convirtiéndola en una de las más prestigiosas en su campo.

Entre sus obras, destacan Principios de dinámica estelar (1942) y The Mathematical Theory of Black Holes (1983). Otras publicaciones suyas son  Hydrodynamic and Hydromagnetic Stability (1961) y Truth and Beauty: Aesthetics and Motivations in Science (1987). Su último libro fue Newton’s Principia for the Common Reader.

Chandrasekhar3Además del Premio Nobel, le fueron concedidas la Henry Norris Russell Lectureship de la American Astronomical Society (1949), la Medalla Bruce de la Sociedad Astronómica del Pacífico (1952), la Medalla de oro de la Real Sociedad Astronómica (1953), la Medalla Henry Draper de la Academia Nacional de Ciencias de Estados Unidos (1971) y la Medalla Copley de la Royal Society (1984).

En 1999, la NASA llamó en su honor al tercero de sus cuatro Grandes Observatorios, el Observatorio de rayos X Chandra. Incluso un asteroide, el 1958 Chandra, le debe su nombre.

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