Archivo de la categoría: Astronomía

La primera fotografía del Sol.

El 2 de abril de 1845, los físicos franceses Armand Hippolyte Louis Fizeau (París, 23 de septiembre, 1819 – Venteuil, 18 de septiembre de 1896) y Leon Foucalt (18 de septiembre de 1819, París, Francia – 11 de febrero de 1868, París) lograron la imagen fotográfica del Sol más antigua que se conserva.

primera fotografía del sol

Créditos: Copyright ESA; Id 237495

Con la técnica del daguerrotipo, en la imagen de 5 pulgadas (12 cm) la intensidad de la luz solar permitió un tiempo de exposición corto (1/60 segundo) y una imagen nítida en la que se pueden apreciar algunas manchas solares.

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Adiós a un hito tecnológico. La MIR se desintegra.

El 23 de marzo del año 2001, la estación espacial  MIR hace su reentrada en la atmósfera de la Tierra cerca de Nadi, Fiyi, y se desintegra al sur del Océano Pacífico.

mir 2Mir (en ruso: Мир, significa paz o mundo) fue el nombre de la famosa estación espacial originalmente soviética, que después del colapso de la URSS pasó a ser rusa. La primera estación espacial de investigación habitada de forma permanente de la historia, y la culminación del programa espacial soviético. Estaba prevista para que estuviera funcionando durante tan sólo 5 años; lo hizo durante 13 años. A través de numerosas colaboraciones internacionales, fue accesible a cosmonautas y astronautas.

La Mir fue ensamblada en órbita al conectar de forma sucesiva distintos módulos, cada uno lanzado de forma separada desde el 19 de febrero de 1986 hasta el año 1996. Estaba situada en una órbita entre los 300 y 400 kilómetros de la superficie terrestre, orbitando completamente la Tierra en menos de dos horas. Sirvió como laboratorio de pruebas para numerosos experimentos científicos y observaciones astronómicas, estableciendo récords de permanencia de seres humanos en el espacio. Tras un incendio en febrero de 1997, la estación empezó a quedarse vieja y obsoleta, con la consecuente cadena de fallos que prosiguió hasta su desorbitación y desintegración en la atmósfera. Fue destruida de forma controlada el 23 de marzo de 2001, precipitándose sobre el Océano Pacífico.

La última misión a la Mir fue la Soyuz TM-30, finalizada el 16 de junio de 2000, siendo los cosmonautas Alexandr Kalery y Sergei Zalyotin los últimos tripulantes de la vieja estación. Ya deshabitada, la desorbitación de la Mir concluyó el 23 de marzo de 2001, cuando reentró en la atmósfera de la Tierra cerca de Nadi, Fiyi, y se desintegró al sur del Océano Pacífico.

mir 3Cerca del fin de su vida aparecieron planes de inversores privados para comprar la Mir, posiblemente para usarla como el primer estudio de cine o televisión en órbita[cita requerida], pero se consideró que la estación era demasiado inestable para ser usada durante más tiempo. Parte de la comunidad espacial pensaba que era posible salvar algo de la Mir y que debido a los altos costes de colocar material en órbita, arrojarla a la atmósfera era perder una oportunidad.

La estación espacial Mir se planeó en origen para que fuese seguida de una Mir-2, y elementos de ese proyecto, incluyendo el módulo principal (ahora llamado Zvezda), el cual estuvo rotulado como Mir 2 durante algún tiempo en fábrica, forman parte integral de la Estación Espacial Internacional.

 

La primera fotografía con detalle de la Luna.

El 23 de marzo de 1851, el  químico e historiador estadounidense John William Draper (n. St Helens; 5 de mayo de 1811 – m. Hastings-on-Hudson; 4 de enero de 1882), toma la primera fotografía (daguerrotipo) con detalle de la Luna.

 

daguerre2Draper fue la primera persona en realizar numerosas fotografías de un objeto astronómico, la Luna , y es considerado por este motivo el primer fotógrafo astronómico. En 1843 hizo daguerrotipos en los que mostraba nuevas características en la luna en el espectro visible.

La primera fotografía (daguerrotipo) de la luna, fue tomada por el inventor francés Louis Daguerre (Cormeilles-en-Paris, Valle del Oise, Francia, 18 de noviembre de 1787 – Bry-sur-Marne, Valle del Marne, Francia, 10 de julio de 1851) el 2 de enero de 1839 en Francia. Era una fotografía parcial de la Luna, al contrario que la de Draper que abarcaba al satélite en su totalidad.

Por desgracia esa fotografía se perdería el 8 de marzo de 1839, cuando un incendio destruiría el laboratorio de Daguerre así como buena parte de sus inventos y material. la primera fotografía que se conserva de la Luna, pertenece a John Adams Whipple y fué tomada en 1851.

El daguerrotipo, también conocido como “daguerreotipo”, fue el primer procedimiento fotográfico anunciado y difundido oficialmente. Fue desarrollado y perfeccionado por Louis Daguerre, a partir de las experiencias previas inéditas de Niépce (antes de 1826), y dado a conocer en París, en la Academia de Ciencias de Francia el 9 de enero de 1839.

Los daguerrotipos se distinguen de otros procedimientos porque la imagen se forma sobre una superficie de plata pulida como un espejo. Para economizar, normalmente las placas eran de cobre plateado, pues sólo era necesario disponer de una cara plateada.

draperLa imagen revelada está formada por partículas microscópicas de aleación de mercurio y plata, ya que el revelado con vapores de mercurio produce amalgamas en la cara plateada de la placa. Previamente esa misma placa era expuesta a vapores de yodo para que fuera fotosensible.

Los daguerrotipos son piezas únicas. No permiten tirar copias al no existir un negativo apropiado. En realidad, un daguerrotipo es a la vez negativo y positivo, pudiendo verse de una u otra forma según los ángulos de observación y de incidencia de la luz que recibe.

Pero un daguerrotipo se puede reproducir, como cualquier otro objeto, fotografiándolo de nuevo.

En 1838 se tomó la que se cree es la primera fotografía de personas vivas. La imagen muestra una calle muy concurrida (el Bulevar del Temple parisino). Sin embargo, debido al largo tiempo de exposición para impresionar la imagen -alrededor de quince minutos en las horas de máxima irradiación-, no aparece el tráfico u otros transeúntes, pues se mueven demasiado rápido.

Las únicas excepciones son un hombre y un chiquillo que limpiaba sus botas, que permanecieron en la misma posición durante el tiempo que tardó la exposición del daguerrotipo.

Según la investigación de la historiadora Shelley Rice, el limpiabotas y su cliente son actores ubicados allí por Daguerre, quien previamente habría tomado otra fotografía del mismo lugar, notando la incapacidad de la técnica fotográfica de aquel momento para dejar registro de la intensa actividad humana de ese lugar.

A John William Draper,  se le atribuye además el primer retrato del rostro humano (el de su hermana Catalina, y sobre todo el de su hermana Dorotea, en junio de 1840, que pasa por ser el retrato fotográfico más antiguo que se conserva.

draper2En julio de 1839 el gobierno francés compró este procedimiento para que todo el mundo pudiera usarlo libremente y sin patentes. Muchos periódicos publicaron la noticia y el método a seguir en todos los continentes. Se realizaron demostraciones públicas en varios países; entre ellas se pueden señalar las realizadas ese mismo año en Portugal, España, Brasil y Estados Unidos. O al año siguiente en México y Uruguay.

Las primeras cámaras comerciales fabricadas siguiendo las recomendaciones de Daguerre fueron la fabricada por su cuñado Alphonse Giroux y la de los hermanos Susse.

Los daguerrotipos fueron coetáneos con otros procedimientos fotográficos, como el calotipo del británico Fox Talbot que se difundió menos por tener una patente.

Pero a partir de 1855 se impuso el procedimiento del negativo de vidrio al colodión húmedo y la copia en papel a la albúmina.

La teoría de la relatividad general; Einstein.

El 20 de marzo de 1916, la prestigiosas revista científica alemana Annalen der Physik recibe el artículo de Albert Einstein, “Die Grundlagen der allgemeinen Relativitästheorie.” (Los fundamentos de la teoría general de la relatividad).

 
Sería publicado con la siguiente referencia Annalen der Physik 1916, 354 (7), 769-822.
 
einstin6En el artículo, Einstein reformulaba 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.
 
En 1905 Albert Einstein ya había revolucionado al mundo al redactar lo que ahora conocemos como teoría de la relatividad especial. 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. Einstein dedujo las ecuaciones de Lorentz. También reescribió las relaciones del momento y de la energía cinética para que éstas también se mantuvieran invariantes.
La teoría surgía 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.
 
 Entre 1914 y 1916, Einstein, 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.
 
El nombre de la teoría general se debe a que generaliza la 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. 
 
Poco después de la formulación de la teoría de la relatividad especial en 1905, Albert Einstein comenzó a pensar 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”.

teoria de la relatividad general4

 
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.
 
Las 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.
 
Sin embargo, la teoría de la relatividad general fue especialmente valorada por la física teórica y la astrofísica desarrolladas aproximadamente entre 1960 y 1975, ahora conocido como la edad de oro de la relatividad general. Los físicos empezaron a comprender el concepto de agujero negro, y a identificar la manifestación de objetos astrofísicos como los cuásares. Cada vez más precisas, las pruebas del sistema solar confirmaron el poder predictivo de la teoría, y la cosmología relativista, también se volvió susceptible a encaminar pruebas observacionales.
 
La teoría de la relatividad general ha sido confirmada en numerosas formas desde su aparición. Por ejemplo, la teoría predice que la línea del universo de un rayo de luz se curva en las proximidades de un objeto masivo como el Sol. La primera comprobación empírica de la teoría de la relatividad fue a este respecto.
 
teoria general de la relatividadDurante los eclipses de 1919 y 1922 se organizaron expediciones científicas para realizar esas observaciones. Después se compararon las posiciones aparentes de las estrellas con sus posiciones aparentes algunos meses más tarde, cuando aparecían de noche, lejos del Sol.
 
Einstein predijo un desplazamiento aparente de la posición de 1,745 segundos de arco para una estrella situada justo en el borde del Sol, y desplazamientos cada vez menores de las estrellas más distantes.
 
Se demostró que sus cálculos sobre la curvatura de la luz en presencia de un campo gravitatorio eran exactos. En los últimos años se han llevado a cabo mediciones semejantes de la desviación de ondas de radio procedentes de quásares distantes, utilizando interferómetros de radio. Las medidas arrojaron unos resultados que coincidían con una precisión del 1% con los valores predichos por la relatividad general.
 
Otra confirmación de la relatividad general está relacionada con el perihelio del planeta Mercurio. Hacía años que se sabía que el perihelio (el punto en que Mercurio se encuentra más próximo al Sol) gira en torno al Sol una vez cada tres millones de años, y ese movimiento no podía explicarse totalmente con las teorías clásicas. En cambio, la teoría de la relatividad sí predice todos los aspectos del movimiento, y las medidas con radar efectuadas recientemente han confirmado la coincidencia de los datos reales con la teoría con una precisión de un 0,5%.
 

Se han realizado otras muchas comprobaciones de la teoría, y hasta ahora todas parecen confirmarla. Prácticamente con la más reciente prueba del satélite Gravity Probe B, se podría considerar a la teoría como una Ley.

Adiós al “gigante”de “gigantes”; Newton.

El 20 de marzo de 1727, fallecía el físico, filósofo, teólogo, inventor, alquimista y matemático inglés Isaac Newton (Woolsthorpe, Lincolnshire; 25 de diciembre de 1642 jul./ 4 de enero de 1643 greg.-Kensington, Londres; 20 de marzo jul./ 31 de marzo de 1727 greg.), una de las mentes mas brillantes de todos los tiempos.

El físico y matemático Joseph Louis Lagrange (1736-1813), dijo que “Newton fue el más grande genio que ha existido y también el más afortunado dado que sólo se puede encontrar una vez un sistema que rija el mundo”.

¿Qué se newtonpuede decir de Newton que no se hubiese dicho ya?. Nada. Posiblemente sea una de las personas más estudiadas de todos los tiempos. No es para menos…Un buen resumen de la vida y obra de  Newton sería simplemente decir, cambió la Historia.

Asombra pensar, que un sólo hombre realizase tantas y tan magníficas contribuciones a la Ciencia.

Se ha hablado de su mal genio (sus enfrentamientos con Leibiniz , Huygens y Hooke, son legendarios). Se ha rumoreado que se aprovechaba del trabajo de otros, de su enorme ego y de su inmenso rencor. Pero lo que es incuestionable, que aún a día de hoy, en el siglo XXI, su figura es imponente.

Cuando el 5 de julio de 1687, Isaac Newton publica Philosophiæ naturalis principia mathematica (Principios matemáticos de la filosofía natural) el mundo y nuestro conocimiento del mismo, simplemente cambió. Se trataba de el libro científico mas importante de todos los tiempos. Y nadie, todavía, ha conseguido cuestionar semejante honor. Newton fue el primero en demostrar que las leyes naturales que gobiernan el movimiento en la Tierra y las que gobiernan el movimiento de los cuerpos celestes son las mismas, casi nada.

Newton comenzó sus estudios en la King’s School de Grantham.

En 1661 ingresó con dieciocho años en la Universidad de Cambridge . Se graduó en el Trinity College en 1665 con mas pena que gloria. No fue un estudiante modélico, ni mucho menos. No asistía de forma regular a clases, prefiriendo la formación autodidácta. Su ego parecía empezar a manifestarse.

A mediados del verano de 1665, la Gran Peste apareció en Londres. En otoño se cerró la Universidad de Cambridge y todos los estudiantes fueron enviados a sus casas.

Newton comentaría con posterioridad que, precisamente, sus años de “exilio” universitario, los comprendidos entre 1665 y 1666 serían los más fructiferos de su carrera, lo que nos da una pequeña idea de su gran espiritu autodidácta. Así escribiría:

“A comienzos de 1665 encontré la… regla para reducir cualquier dignidad
(poder) de los binomios a serie. El mismo año en 1 de mayo descubrí el método de las tangentes… y en noviembre el método directo de las fluxiones (es decir, los elementos de lo que ahora se llama cálculo diferencial) y al año siguiente, en enero, la teoría de los colores, y en el siguiente el método inverso de las fluxiones (es decir, el cálculo integral) y en el mismo año comencé a pensar en la gravedad extendiéndola a la órbita de la Luna… y…comparé la fuerza requerida para mantener la Luna en su órbita con la fuerza de la gravedad en la superficie de la Tierra”.

Tras numerosas  vicisitudes, en octubre de 1667 Newton fue elegido miembro becario del Trinity College. De 1667 a 1669 emprendió investigaciones sobre óptica. En 1669 sucedería al teólogo y matemático inglés Isaac Barrow Barrow (Londres, octubre, 1630 – id., 4 de mayo, 1677) en la cátedra lucasiana en la que se mantendría hasta 1696.

newton3El 5 de julio de 1687, Isaac Newton publica Philosophiæ naturalis principia mathematica (Principios matemáticos de la filosofía natural). El libro científico mas importante de todos los tiempos, donde describe la ley de la gravitación universal y estableció las bases de la mecánica clásica mediante las leyes que llevan su nombre.

El libro que se publicaría a instancias de su amigo Edmond Halley, recoge sus descubrimientos en mecánica y cálculo matemático. Esta obra marcó un punto de inflexión en la historia de la ciencia y es considerada, por muchos, como la obra científica más importante de la Historia.

Su publicación se había demorado enormemente dado el temor de Newton a que otros intentaran apropiarse de sus descubrimientos. Sin embargo Edmond Halley presionó a Newton hasta que publicara, Newton se lo agradece en las primeras páginas del libro. Los tres libros de esta obra contienen los fundamentos de la física y la astronomía escritos en el lenguaje de la geometría pura. El Libro I contiene el método de las “primeras y últimas razones” y, bajo la forma de notas o escollos, se encuentra como anexo del Libro III la teoría de las fluxiones.

Newton trata el programa de la llamada interpretación mecanicista de los fenómenos físicos, un punto de vista que ha dominado la física hasta principios de este siglo y sólo fue corregida con la aparición de la teoría de la relatividad y de la mecánica cuántica.

Llegó a desarrollar  el tratamiento matemático de los fenómenos mecánicos de forma tan  precisa que pueden ser empleados sin alteración en cualquier libro moderno de mecánica clásica.

En el campo de la mecánica recopiló en su obra los hallazgos de Galileo y enunció sus tres famosas leyes del movimiento.

La parte de axiomas o leyes del movimiento comienza indicándonos las famosas tres leyes de Newton.

Entre otras muchas cosas, Newton explicaba el fenómeno de las mareas como debidas a la desigual fuerza gravitatoria ejercida por el Sol sobre los hemisferios terrestres al girar hacia él y lejos de él.

newton4Entre 1670 y 1672, Newton,  trabajó intensamente en problemas relacionados con la óptica y la naturaleza de la luz.

El 8 de de febrero de 1672, Isaac Newton, lee su primer escrito relativo a la óptica delante de la Royal Society en Londres; “Nueva teoría sobre la luz y los colores ” Newton demostró que cualquier telescopio refractor sufriría de un tipo de aberración conocida en la actualidad como aberración cromática, que consiste en la dispersión de la luz en diferentes colores al atravesar una lente. Para evitar este problema había inventado un telescopio reflector.  El telescopio de Newton constaba de un espejo primario cóncavo y un espejo secundario de plano diagonal. Eligió una aleación (espéculo de metal) de estaño y cobre como los materiales más adecuados para su espejo objetivo. El primer telescopio de este tipo estaba finalizado a finales de 1968.

Newton demostró, además,  que la luz blanca estaba formada por una banda de colores (rojo, naranja, amarillo, verde, cian, azul y violeta) que podían separarse por medio de un prisma.  Hizo pasar un haz de luz solar a través de un prisma de cristal de forma triangular, y comprobó que el haz originaba una banda constituida por luz roja, naranja, amarilla, verde, azul y violeta, y que cada color pasaba al próximo mediante una transición suave.

Lo que Newton demostró fue que la luz solar, o “luz blanca”, era realmente una mezcla de muchas radiaciones específicas (que hoy reconocemos como formas ondulatorias, de diversa longitud de onda), las cuales excitan el ojo humano, determinando la percepción de los citados colores. El prisma los separa, debido a que, al pasar del aire al cristal y de éste a aquél, la luz es desviada en su trayectoria o “refractada”, y cada longitud de onda experimenta cierto grado de refracción, la cual es mayor cuanto más corta es la longitud de onda

En base a los experimentos realizados sobre la naturaleza de la luz Newton formuló su teoría general. Para Newton la luz estaba formada por corpúsculos y se propagaba en línea recta y no por medio de ondas. A raíz de estas conclusiones comenzaría su disputa con Hooke  y Huygens, firmes defensores de la la naturaleza ondulatoria de la luz, y  que se prolongaría durante años. Ahora sabemos que la luz tiene una naturaleza dual: es onda y corpúsculo al mismo tiempo. Pero para esta conclusión  haría falta el surgimiento de un nuevo tipo de física, la mecánica cuántica, hecho que no se produciría hasta el siglo XX.

En 1704, Newton escribiría su obra más importante sobre óptica, Opticks, “Un tratado de las reflexiones, refracciones, inflexiones y colores de la luz”, en la que exponía sus teorías anteriores y la naturaleza corpuscular de la luz, así como un estudio detallado sobre fenómenos como la refracción, la reflexión y la dispersión de la luz.

En la parte de definiciones comienza con rayo de luz, refrangibilidad y reflexibilidad, ángulo de incidencia, ángulo de reflexión, luz simple, senos de incidencia, reflexión y refracción. En la parte de Axiomas describe como se comportan los rayos de luz y describe las propiedades de los ángulos ya mencionados.

También expone lo que se conoce como la ley de Snell para distintos casos, como son espejo plano, espejo esférico, superficie plana, superficie, esférica, lentes y prismas. Además introduce una sencilla explicación del funcionamiento del ojo humano.

newton2En  1701 Newton s enunció definitivamente a su cátedra y a su condición de investigador del Trinity College. En 1703, tras la muerte de Hooke y, Newton fue elegido presidente de la Royal Society, cargo que conservó hasta su muerte. En 1705 se le otorgó el título de sir.

El “gigante” finalmente moriría la noche del 20 de marzo de 1727 (calendario gregoriano).

Fue enterrado en la abadía de Westminster. Un honor resevado a los grandes hombres de Inglaterra.

Como colofón, destacar que Isaac Newton en una carta remitida el 15 de febrero de 1676 (el 5 de febrero de 1675 en el calendario juliano de la época) a Robert Hooke, escribió: “Si he visto más lejos es porque estoy sentado sobre los hombros de gigantes” (nos esse quasi nanos, gigantium humeris incidentes). La cita pertenecía en realidad a Bernardo de Chartres, pero ha quedado ligada para siempre a Newton.

El “gigante” del siglo XX; Albert Einstein.

El 14 de marzo de 1879, nacía el físico estadounidense 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 conocido 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.

Historias de gigantes (VII). La primera mujer astrónoma; Hipatia de Alejandría.

El 8 de marzo del año 415 es asesinada Hipatia de Alejandría, filósofa, astrónoma y escritora egipcio-romana. Una “gigante” de la historia de la ciencia.

Hipatia o Hypatia (Alejandría, 355 o 370–ibíd., 8 de marzo de 415 o 416) fue una filósofa y maestra neoplatónica griega, natural de Egipto, que destacó en los campos de las matemáticas y la astronomía. Seguidora de Plotino, cultivó los estudios lógicos y las ciencias exactas, llevando una vida ascética.

hipatia2Educó a una selecta escuela de aristócratas cristianos y paganos que ocuparon altos cargos, entre los que sobresalen el obispo Sinesio de Cirene, que mantuvo una importante correspondencia con ella, Hesiquio de Alejandría y Orestes, prefecto de Egipto en el momento de su muerte.

Hipatia nació en Alejandría, capital de la diócesis romana de Egipto, a mediados del siglo IV, en 370, según algunas referencias, y en 355, al decir de otras. Pero dado que su discípulo Sinesio de Cirene nació en torno a 375, esta última fecha parece la más correcta. Su padre fue Teón de Alejandría, un célebre matemático y astrónomo, muy apreciado por sus contemporáneos, que probablemente debió trabajar y dar clases en la Biblioteca del Serapeo, sucesora de la legendaria Gran Biblioteca ptolemaica. Hipatia, por su parte, se educó en un ambiente académico y culto, dominado por la escuela neoplatónica alejandrina, y aprendió matemáticas y astronomía de su padre, quien además le transmitió su pasión por la búsqueda de lo desconocido.

Hipatia es la primera mujer astrónoma de la que se tiene conocimiento razonablemente seguro y detallado. Escribió sobre geometría, álgebra y astronomía, mejoró el diseño de los primitivos astrolabios, instrumentos para determinar las posiciones de las estrellas sobre la bóveda celeste e inventó un densímetro.

hipatia3No hay evidencia de que Hipatia haya hecho investigación original en matemáticas, pero su contribución en astronomía fue notable.
Hypatia observó que la obra de Tolomeo daba lugar a numerosas conclusiones matemáticas, de las que su padre no se había dado cuenta. Hypatia calculó los valores matemáticos de los acontecimientos celestes descritos por Tolomeo. Las Tablas o Canon Astronómico serían el resultado de ello.

Otras de sus contribuciones científicas fueron la invención de un buen número de aparatos. En las Cartas de Sinesio, su discípulo preferido, están incluidos sus diseños para varios instrumentos, incluyendo un astrolabio plano, que nos sirve para medir la posición de las estrellas, los planetas y el Sol, y para calcular el tiempo y el signo ascendente del zodíaco. Hypatia no solo sabía utilizar el astrolabio sino que sabía cómo construirlo. Se conservan cartas en las que su discípulo, Sinesio, le pide consejo para la construcción de un astrolabio que servía para medir la altura del Sol y de las estrellas como elemento imprescindible para no perderse en la navegación marítima en un universo geométrico.

Hypatia se interesó por la mecánica y las tecnologías prácticas. También desarrolló un aparato para la destilación del agua, así como un hidroscopio para medir la presencia y el nivel del agua, y un hidrómetro graduado de latón para determinar el peso específico de los líquidos.

Hipatia trabajó junto a su padre en la preparación de textos para los alumnos (entre otros el de los Elementos de Euclides, que reeditó críticamente) y escribió comentarios sobre la Aritmética de Diofanto, el Almagesto de Tolomeo y las Cónicas de Apolonio. Se interesó además por los mecanismos prácticos que usaba para el trabajo en astronomía, elaborando tablas de los movimientos de los cuerpos celestes, aunque se consagró principalmente al estudio y a la enseñanza de las matemáticas.
hipatiaDurante veinte años se dedicó a enseñar todos estos conocimientos en el Museo de Alejandría e incluso llegó a dirigirlo alrededor del año 400, tras la muerte de su padre Teón.

Ninguna de sus obras se ha conservado, pero se conocen gracias a sus discípulos, como Sinesio de Cirene o Hesiquio de Alejandría:

.- Comentario a la Aritmética en 14 libros de Diofanto de Alejandría. Canon astronómico.
.- Comentario a las Secciones cónicas de Apolonio de Perga.
.- Tablas astronómicas: revisión de las del astrónomo Claudio Tolomeo.
.- Edición del comentario de su padre a Los Elementos de Euclides.

Se dedicó a la enseñanza de la filosofía, centrándose en las obras de Platón y Aristóteles. La casa de Hipatia se convirtió en un lugar de enseñanza donde acudían estudiantes de todas partes del mundo conocido, atraídos por su fama.

Su proceder tolerante, no discriminatorio con sus discípulos, y sus enseñanzas fomentadoras de la racionalidad le fueron creando en la ciudad envidias y odios entre el obispo Cirilo y sus seguidores cristianos.

Las causas de la muerte de Hipatia, sin embargo, distan de ser claras. Su asesinato tuvo motivaciones políticas y según algunos autores religiosas, dentro de la lucha que mantenían el patriarca Cirilo y el prefecto romano Orestes por la hegemonía política en Alejandría.

Empezó a correr entre los cristianos de Alejandría el rumor de que la causante de la discordia entre Cirilo y Orestes era la influyente Hipatia, amiga y consejera de su ex alumno y, presumiblemente, opuesta a los abusos del poder religioso. En plena Cuaresma, un grupo de fanáticos dirigidos por un lector de nombre Pedro se abalanzó sobre la filósofa mientras regresaba en carruaje a su casa, la golpearon y la arrastraron por toda la ciudad hasta llegar al Cesáreo, magno templo edificado por Augusto tras su victoria sobre Marco Antonio y convertido en catedral de Alejandría.

hipatia4Allí, tras desnudarla, la golpearon con piedras y tejas hasta descuartizarla y sus restos fueron paseados en triunfo por la ciudad hasta llegar a un lugar denominado el Cinareo (por su nombre, se supone que es un crematorio), donde los incineraron.

Una muerte absurda e inexplicablemente cruel para una mujer que dedicó su vida a la enseñanza del conocimiento. Por fortuna, su vida y obra han sido recogidas en numerosos libros y testimonios. Nunca quedará en el olvido.

El asteroide (238) Hypatia (descubierto en 1884) y el cráter lunar Hipatia fueron bautizados en su honor.

A unos 70 km al norte del cráter se halla un sistema de canales de 180 km de longitud llamado Rimae Hypatia, un grado al sur del ecuador lunar, a lo largo del Mare Tranquillitatis.

En octubre de 2013 se encontró un cometa que colapsó con la Tierra hace 28 millones de años en el Desierto de Sahara y se le nombró Hipatia.

El Campo Ultra Profundo del Hubble. Una fotografía para la Historia.

El 9 de marzo del año 2004, la NASA nos presentaba una de las imágenes mas increíbles de la historia de la astronomía.

El Telescopio Espacial Hubble acababa de obtener una imagen del Campo Ultra Profundo del Hubble (Hubble Ultra Deep Field, HUDF), la imagen del universo de mayor profundidad tomada jamás, hasta el momento, en la luz visible.

El Campo Profundo del Hubble (Hubble Deep Field o HDF en inglés) es una imagen de una pequeña región en la constelación Osa Mayor, basada en los resultados de una serie de observaciones con el Telescopio espacial Hubble. Cubre un área de 144 segundos de arco de diámetro, equivalente en tamaño angular a una pelota de tenis a una distancia de 100 metros. La imagen fue compuesta a partir de 342 exposiciones diferentes tomadas con la Wide Field and Planetary Camera 2 (WFPC2) del Telescopio espacial Hubble durante diez días consecutivos entre el 18 y el 28 de diciembre de 1995.

espacio ultraprofundo

Fotografía: S. Beckwith & the HUDF Working Group (STScI), HST, ESA,NASA

El campo es tan pequeño que sólo se destacan unas pocas estrellas de la Vía Láctea. Por ello, la mayoría de los 3.000 objetos en la imagen son galaxias, algunas de las cuales están entre las más jóvenes y más distantes que se conocen. Al revelar un número tan grande de galaxias muy jóvenes, el HDF se ha convertido en una imagen de referencia en el estudio del principio del universo, y ha sido la fuente de unos 400 artículos científicos desde su creación.

Tres años después de las observaciones del HDF, se tomó una imagen de una región en el hemisferio sur celeste de forma similar y fue llamada el Campo Profundo Sur del Hubble. Las similitudes entre las dos regiones reforzaron la idea de que el universo es uniforme si se estudia en gran escala y que la Tierra ocupa una región típica en el universo (el principio cosmológico). En 2004, se obtuvo una imagen más profunda conocida como el Campo Ultra Profundo del Hubble, a partir de imágenes tomadas durante once días de observación. Esta imagen es la imagen más profunda (más sensible) tomada en longitudes de onda visibles.

 

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).

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