¿HASTA CUÁNDO PODRÁ MANTENER EL SOL LA VIDA EN LA TIERRA?

El Sol podrá mantener la vida terrestre
(tal como la conocemos) mientras radie
energía como lo hace ahora, y a este
período de tiempo podemos ponerle
ciertos límites.
La radiación del Sol proviene de la
fusión del hidrógeno a helio. Para
producir toda la radiación vertida por
el Sol hace falta una cantidad ingente
de fusión: cada segundo tienen que
fusionarse 654.600.000 toneladas de
hidrógeno en 650.000.000 toneladas
de helio. (Las 4.600.000 toneladas
restantes se convierten en energía de
radiación y las pierde el Sol para
siempre. La ínfima porción de esta
energía que incide sobre la Tierra basta
para mantener toda la vida de nuestro
planeta.)
Nadie diría que con este consumo tan
alto de hidrógeno por segundo el Sol
pudiera durar mucho tiempo, pero es
que ese cálculo no tiene en cuenta el
enorme tamaño del Sol. Su masa
totaliza
2.200.000.000.000.000.000.000.000.000
(más de dos mil cuatrillones) de
toneladas. Un 53 por 100 de esta masa
es hidrógeno, lo cual significa que el
Sol contiene en la actualidad
1.166.000.000.000.
000.000.000.000.000 de toneladas,
aproximadamente, de hidrógeno.
(Para satisfacer la curiosidad del lector,
diremos que el resto de la masa del
Sol es casi todo helio. Menos del 0,1
por 100 de su masa está constituido
por átomos más complicados que el
helio. El helio es más compacto que el
hidrógeno. En condiciones idénticas,
un número dado de átomos de helio
tiene una masa cuatro veces mayor
que el mismo número de átomos de
hidrógeno. O digámoslo así: una masa
dada de helio ocupa menos espacio
que la misma masa de hidrógeno. En
función del volumen —el espacio
ocupado—, el Sol es hidrógeno en un
80 por 100.)
Si suponemos que el Sol fue en origen
todo hidrógeno, que siempre ha
convertido hidrógeno en helio al ritmo
de 654 millones de toneladas por
segundo y que lo seguirá haciendo
hasta el final, se calcula que ha estado
radiando desde hace unos cuarenta
mil millones de años y que continuará
así otros sesenta mil.
Pero las cosas no son en realidad tan
simples. El Sol es una «estrella de la
segunda generación», constituida a
partir del gas y polvo cósmicos
desperdigados por estrellas que se
habían quemado y explotado miles de
millones de años atrás. Así pues, la
materia prima del Sol contenía ya
mucho helio, desde el principio casi
tanto como tiene ahora. Lo cual
significa que el Sol ha estado radiando
durante un ratito solamente (a escala
astronómica), porque sus reservas
originales de hidrógeno sólo han
disminuido moderadamente. El Sol
puede que no tengo más de seis mil
millones de años.
Pero además es que el Sol no
continuará radiando exactamente al
mismo ritmo que ahora. El hidrógeno y
el helio no están perfectamente
entremezclados. El helio está
concentrado en el
núcleo central, y la reacción de fusión
se produce en la superficie de este
núcleo.
A medida que el Sol siga radiando, irá
adquiriendo una masa cada vez mayor
ese núcleo de helio y la temperatura
en el centro aumentará. En última
instancia, la temperatura sube lo
suficiente como para transformar los
átomos de helio en átomos más
complicados. Hasta entonces el Sol
radiará más o menos como ahora,
pero una vez que comience la fusión
del helio, empezará a expandirse y a
convertirse poco a poco en una
gigante roja. El calor se hará
insoportable en la Tierra, los océanos
se evaporarán y el planeta dejará de
albergar la vida en la forma que
conocemos.
Los astrónomos estiman que el Sol
entrará en esta nueva fase dentro de
unos ocho mil millones de años. Y
como ocho mil millones de años es un
plazo bastante largo, no hay motivo
para alarmarse todavía.

Por Isaac Asimov

¿QUÉ ES EL VIENTO SOLAR?

Ya en 1850, el astrónomo inglés
Richard C. Carrington, estudiando a la
sazón las manchas solares, notó una
pequeñísima erupción en la cara del
Sol que permaneció visible durante
unos cinco minutos. Carrington pensó
que había tenido la suerte de observar
la caída de un gran meteoro en el Sol.
El uso de instrumentos más refinados
para el estudio del Sol mostró hacia
los años veinte de este siglo que esas
«erupciones solares» eran sucesos
comunes, que solían ocurrir en
conjunción con las manchas solares. El
astrónomo americano George E. Hale
había inventado en 1889 el
«espectroheliógrafo», que permitía
observar el Sol a través de la luz de
una longitud de onda determinada y
fotografiar el Sol con la luz de
hidrógeno incandescente de la
atmósfera solar o del calcio
incandescente, por ejemplo. Y se
comprobó que las erupciones solares
no tenían nada que ver con los
meteoritos, sino que eran efímeras
explosiones de hidrógeno caliente.
Las erupciones de pequeño tamaño
son muy comunes pudiéndose
detectar cientos de ellas en un día,
especialmente donde hay grandes
complejos de manchas solares y
cuando éstas están creciendo. Las de
gran tamaño, como la que vio
Carrington, son raras, apareciendo
sólo unas cuantas cada año.
Hay veces en que la erupción se
produce justo en el centro del disco
solar y explotan hacia arriba en
dirección a la Tierra. Al cabo de un
tiempo empiezan a ocurrir cosas muy
curiosas en nuestro planeta. En
cuestión de días las auroras boreales
se abrillantan, dejándose ver a veces
desde las regiones templadas. La aguja
magnética se desmanda y se vuelve
loca, por lo que a veces se habla de
una «tormenta magnética».
Hasta el siglo presente tales sucesos
no afectaban gran cosa a la población
general. Pero en el siglo xx se
comprobó que las tormentas
magnéticas también afectaban a la
recepción de radio y al
comportamiento de los equipos
electrónicos en general. La importancia
de las tormentas magnéticas aumentó
a medida que la humanidad fue
dependiendo cada vez más de dichos
equipos. Durante una de esas
tormentas es muy posible que la
transmisión por radio y televisión se
interrumpa y que los equipos de radar
dejen de funcionar.
Cuando los astrónomos estudiaron las
erupciones con más detenimiento se
vio que en la explosión salía
despedido hacia arriba hidrógeno
caliente y que parte de él lograba saltar
al espacio a pesar de la gigantesca
gravedad del Sol. Como los núcleos de
hidrógeno son simples protones, el Sol
está rodeado de una nube de
protones (y de otros núcleos más
complicados en cantidades más
pequeñas) dispersos en todas
direcciones. En 1958 el físico
americano Eugene N. Parker llamó
«viento solar» a esta nube de protones
que mana hacia fuera.
Aquellos protones que salen
despedidos en dirección a la Tierra
llegan hasta nosotros, aunque la
mayor parte de ellos bordean el
planeta, obligados por la fuerza del
campo magnético. Algunos, sin
embargo, logran entrar en la atmósfera
superior, donde dan lugar a las
auroras boreales y a una serie de
fenómenos eléctricos. Una erupción
especialmente grande, que proyecte
una nube muy intensa hacia la Tierra,
producirá lo que podríamos llamar una
«galerna solar» y dará lugar a los
efectos de la tormenta magnética.
El viento solar es el agente
responsable de las colas de los
cometas. Lo que hace es barrer hacia
afuera la nube de polvo y gas que
rodea al cometa, cuando pasa cerca
del Sol. También se ha observado el
efecto del viento solar sobre los
satélites artificiales. Uno de ellos, el
Echo I, grande y ligero de peso, se
desvió perceptiblemente de su órbita
calculada por la acción del viento solar.
Por Isaac Asimov

¿QUÉ OCURRE CON TODA LA ENERGÍA EMITIDA POR LAS ESTRELLAS?

Las estrellas emiten energía de
diferentes maneras:
1. En forma de fotones de radiación
electromagnética carentes de masa,
desde los rayos gamma más
energéticos a las ondas radioeléctricas
menos energéticas (incluso la materia
fría radia fotones; cuanto más fría es la
materia, tanto más débiles son los
fotones). La luz visible es parte de esta
clase de radiación.
2. En forma de otras partículas sin
masa, como son los neutrinos y los
gravitones.
3. En forma de partículas cargadas de
alta energía, principalmente protones,
pero también cantidades menores de
diversos núcleos atómicos y otras
clases de partículas. Son los rayos
cósmicos.
Todas estas partículas emitidas —
fotones, neutrinos, gravitones,
protones, etc.— son estables mientras
se hallen aisladas en el espacio.
Pueden viajar miles de millones de
años sin sufrir ningún cambio, al
menos por lo que sabemos.
Así pues, todas estas partículas
radiadas sobreviven hasta el momento
(por muy lejano que sea) en que
chocan contra alguna forma de materia
que las absorbe. En el caso de los
fotones sirve casi cualquier clase de
materia. Los protones energéticos son
ya más difíciles de parar y absorber, y
mucho más difíciles aún los neutrinos.
En cuanto a los gravitones, poco es lo
que se sabe hasta ahora.
Supongamos ahora que el universo
sólo consistiese en estrellas colocadas
en una configuración invariable.
Cualquier partícula emitida por una
estrella viajaría por el espacio hasta
chocar contra algo (otra estrella) y ser
absorbida. Las partículas viajarían de
una estrella a otra y, a fin de cuentas,
cada una de ellas recuperaría toda la
energía que había radiado. Parece
entonces que el universo debería
continuar inmutable para siempre.
El hecho de que no sea así es
consecuencia de tres cosas:
1. El universo no consta sólo de
estrellas sino que contiene una
cantidad importante de materia fría,
desde grandes planetas hasta polvo
interestelar. Cuando esta materia fría
frena a una partícula, la absorbe y
emite a cambio partículas menos
energéticas. Lo cual significa que en
definitiva la temperatura de la materia
fría aumenta con el tiempo, mientras
que el contenido energético de las
estrellas disminuye.
2. Algunas de las partículas (neutrinos
y gravitones, por ejemplo) emitidas por
las estrellas y también por otras formas
de materia tienen una tendencia tan
pequeña a ser absorbidas por éstas
que desde que existe el universo sólo
han sido absorbidas un porcentaje
diminuto de ellas. Lo cual equivale a
decir que la fracción de la energía total
de las estrellas que pulula por el
espacio es cada vez mayor y que el
contenido energético de las estrellas
disminuye.
3. El universo está en expansión. Cada
año es mayor el espacio entre las
galaxias, de modo que incluso
partículas absorbibles, como los
protones y los fotones, pueden viajar
por término medio distancias mayores
antes de chocar contra la materia y ser
absorbidas. Esta es otra razón de que
cada año sea menor la energía
absorbida por las estrellas en
comparación con la emitida, porque
hace falta una cantidad extra de
energía para llenar ese espacio
adicional, producido por la expansión,
con partículas energéticas y hasta
entonces no absorbidas. Esta última
razón es suficiente por sí misma.
Mientras el universo siga en
expansión, continuará enfriándose.
Naturalmente, cuando el universo
comience a contraerse de nuevo —
suponiendo que lo haga— la situación
será la inversa y empezará a calentarse
otra vez.


FUENTE: 1973. Asimov, Isaac: “100
preguntas básicas sobre la Ciencia”.
Alianza Editorial S.A.

¿HASTA DÓNDE PUEDE LLEGAR EL PROCESO DE FUSIÓN DENTRO DE UNA ESTRELLA?

Cuando un número determinado de
protones y neutrones se juntan para
formar un núcleo atómico, la
combinación resultante es más estable
y contiene menos masa que esos
mismos protones y neutrones por
separado. Al formarse la combinación,
el exceso de masa se convierte en
energía y se dispersa por radiación.
Mil toneladas de hidrógeno, cuyos
núcleos están constituidos por un solo
protón, se convierten en 993 toneladas
de helio, cuyos núcleos constan de dos
protones y dos neutrones. Las siete
toneladas restantes de masa se emiten
en forma de energía.
Las estrellas como nuestro Sol radian
energía formada de esta manera. El Sol
convierte unas 654.600.000 toneladas
de hidrógeno en algo menos de
650.000.000 toneladas de helio por
segundo. Pierde por tanto 4.600.000
toneladas de masa cada segundo. Pero
incluso a este ritmo tan tremendo, el
Sol contiene suficiente hidrógeno para
mantenerse todavía activo durante
miles de millones de años.
Ahora bien, llegará el día en que las
reservas de hidrógeno del Sol lleguen
a agotarse.
¿Significa eso que el proceso de fusión
se parará y que el Sol se enfriará?
No del todo. Los núcleos de helio no
representan el empaquetamiento más
económico de los protones y
neutrones. Los núcleos de helio se
pueden fusionar en núcleos aún más
complicados, tan complicados como
los del hierro. De este modo se seguirá
emitiendo energía.
Pero tampoco mucha más. Las 1.000
toneladas de hidrógeno que, según
hemos dicho, se fusionan en 993
toneladas de helio se pueden fusionar
luego en 991,5 toneladas de hierro. Al
pasar de hidrógeno a helio se
convierten en energía siete toneladas
de masa, pero sólo una y media al
pasar de helio a hierro.
Y al llegar al hierro entramos en una
vía muerta. Los protones y neutrones
del núcleo de hierro están
empaquetados con una estabilidad
máxima. Cualquier cambio que se
produzca en el hierro, ya sea en la
dirección de átomos más simples o de
átomos más complejos, no emite
energía sino que la absorbe.
Podemos decir por tanto que cuando
la estrella alcanza la fase del helio ha
emitido ya unas cuatro quintas partes
de toda la energía de fusión
disponible; al pasar al hierro emite la
quinta parte restante y allí se acaba la
historia.
Pero ¿qué sucede después?
Al pasar a la etapa de fusión posterior
al helio el núcleo de la estrella se torna
mucho más caliente. Según una teoría,
al llegar a la etapa del hierro se vuelve
lo bastante caliente como para iniciar
reacciones nucleares que producen
cantidades enormes de neutrinos. El
material estelar no absorbe los
neutrinos: tan pronto como se forman
salen disparados a la velocidad de la
luz, llevándose energía consigo. El
núcleo de la estrella pierde energía, se
enfría de forma bastante brusca y la
estrella se convierte por colapso en
una enana blanca.
En el curso de este colapso, las capas
exteriores, que aún poseen átomos
menos complicados que los de hierro,
se fusionan todos a un tiempo,
explotando en una «nova». La energía
resultante forma átomos más
complicados que los de hierro, incluso
de uranio y más complejos aún.
Los restos de tales novas, que
contienen átomos pesados, se mezclan
con el gas interestelar. Las estrellas
formadas a partir de ese gas, llamadas
«estrellas de la segunda generación»,
contienen pequeñas cantidades de
átomos pesados que jamás podrían
haber conseguido a través del proceso
de fusión ordinario. El Sol es una
estrella de la segunda generación. Y
por eso, hay oro y uranio en la Tierra.
Isaac Asimov

¿QUÉ TEMPERATURA PUEDE ALCANZAR UNA ESTRELLA?

Depende de la estrella y de qué parte
de la estrella consideremos.
Más del 99 por 100 de las estrellas que
podemos detectar pertenecen —como
nuestro Sol— a una clasificación
llamada «secuencia principal», y al
hablar de la temperatura de una
estrella queremos decir, por lo general,
la temperatura de su superficie.
Empecemos por aquí.
Toda estrella tiene una tendencia a
«colapsar» (derrumbarse hacia el
interior) bajo su propia atracción
gravitatoria, pero a medida que lo hace
aumenta la temperatura en su interior.
Y al calentarse el interior, la estrella
tiende a expandirse. Al final se
establece el equilibrio y la estrella
alcanza un cierto tamaño fijo. Cuanto
mayor es la masa de la estrella, mayor
tiene que ser la temperatura interna
para contrarrestar esa tendencia al
colapso; y mayor también, por
consiguiente, la temperatura
superficial.
El Sol, que es una estrella de tamaño
medio, tiene una temperatura
superficial de 6.000º C. Las estrellas de
masa inferior tienen temperaturas
superficiales más bajas, algunas de
sólo 2.500º C.
Las estrellas de masa superior tienen
temperaturas más altas: 10.000º C,
20.000º C y más. Las estrellas de mayor
masa, y por tanto las más calientes y
más brillantes, tienen una temperatura
superficial constante de 50.000º C
como mínimo, y quizá más. Nos
atreveríamos a decir que la
temperatura superficial constante más
alta posible de una estrella de la
secuencia principal es 80.000º C.
¿Por qué no más? ¿Y si consideramos
estrellas de masa cada vez mayor?
Aquí hay que parar el carro. Si una
estrella ordinaria adquiere una masa
tal que su temperatura superficial
supera los 80.000º C, las altísimas
temperaturas del interior producirán
una explosión. En momentos
determinados es posible que se
alcancen temperaturas superiores,
pero una vez pasada la explosión
quedará atrás una estrella más
pequeña y más fría que antes.
La superficie, sin embargo, no es la
parte más caliente de una estrella. El
calor de la superficie se transmite hacia
afuera, a la delgada atmósfera (o
«corona») que rodea a la estrella. La
cantidad total de calor no es mucha,
pero como los átomos son muy
escasos en la corona (comparados con
los que hay en la estrella misma), cada
uno de ellos recibe una cuantiosa
ración. Lo que mide la temperatura es
la energía térmica por átomo, y por
esa razón la corona solar tiene una
temperatura de 1.000.000º C
aproximadamente.
También el interior de una estrella es
mucho más caliente que la superficie. Y
tiene que ser así porque sino no
podría aguantar las capas exteriores
de la estrella contra la enorme
atracción centrípeta de la gravedad. La
temperatura del núcleo interior del Sol
viene a ser de unos 15.000.000º C.
Una estrella de masa mayor que la del
Sol tendrá naturalmente una
temperatura nuclear y una temperatura
superficial más altas. Por otro lado,
para una masa dada las estrellas
tienden a hacerse más calientes en su
núcleo interior a medida que
envejecen. Algunos astrónomos han
intentado calcular la temperatura que
puede alcanzar el núcleo interior antes
de que la estrella se desintegre. Una de
las estimaciones que yo conozco da
una temperatura máxima de
6.000.000.000º C.
¿Y qué ocurre con los objetos que no
se hallan en la secuencia principal? En
particular, ¿qué decir acerca de los
objetos descubiertos recientemente, en
los años sesenta? Tenemos los
pulsares, que según se cree son
«estrellas de neutrones»
increíblemente densas, con toda la
masa de una estrella ordinaria
empaquetada en una esfera de un par
de decenas de kilómetros de diámetro.
La temperatura de su interior ¿no
podría sobrepasar ese «máximo» de
los seis mil millones de grados? Y
también están los quasares, que según
algunos son un millón de estrellas
ordinarias, o más, colapsadas todas en
una ¿Qué decir de la temperatura de
su núcleo interior?
Hasta ahora nadie lo sabe.
INFO: En 1965 el genial escritor y
divulgador científico Isaac Asimov
aceptó una oferta de la revista “Science
Digest” que consistía en responder a
preguntas formuladas por sus lectores
brevemente, en torno a 500 palabras.
Lo que un principio iba a ser una
colaboracion esporádica terminó
siendo algo mensual. Ocho años
despues, en 1973, había realizado mas
de cien entregas y decidió publicarlas
junticas en un libro, que se llamó como
la sección, “Please Explain” (Por favor,
explique) y que fue publicado por la
Editorial Houghton Mifflin Company.

¿QUÉ ES UN AGUJERO NEGRO?

Para entender lo que es un agujero
negro empecemos por una estrella
como el Sol. El Sol tiene un diámetro
de 1.390.000 kilómetros y una masa
330.000 veces superior a la de la
Tierra. Teniendo en cuenta esa masa y
la distancia de la superficie al centro se
demuestra que cualquier objeto
colocado sobre la superficie del Sol
estaría sometido a una atracción
gravitatoria 28 veces superior a la
gravedad terrestre en la superficie.
Una estrella corriente conserva su
tamaño normal gracias al equilibrio
entre una altísima temperatura central,
que tiende a expandir la sustancia
estelar, y la gigantesca atracción
gravitatoria, que tiende a contraerla y
estrujarla.
Si en un momento dado la
temperatura interna desciende, la
gravitación se hará dueña de la
situación. La estrella comienza a
contraerse y a lo largo de ese proceso
la estructura atómica del interior se
desintegra. En lugar de átomos habrá
ahora electrones, protones y
neutrones sueltos. La estrella sigue
contrayéndose hasta el momento en
que la repulsión mutua de los
electrones contrarresta cualquier
contracción ulterior.
La estrella es ahora una «enana
blanca». Si una estrella como el Sol
sufriera este colapso que conduce al
estado de enana blanca, toda su masa
quedaría reducida a una esfera de
unos 16.000 kilómetros de diámetro, y
su gravedad superficial (con la misma
masa pero a una distancia mucho
menor del centro) sería 210.000 veces
superior a la de la Tierra.
En determinadas condiciones la
atracción gravitatoria se hace
demasiado fuerte para ser
contrarrestada por la repulsión
electrónica. La estrella se contrae de
nuevo, obligando a los electrones y
protones a combinarse para formar
neutrones y forzando también a estos
últimos a apelotonarse en estrecho
contacto. La estructura neutrónica
contrarresta entonces cualquier
ulterior contracción y lo que tenemos
es una «estrella de neutrones», que
podría albergar toda la masa de
nuestro sol en una esfera de sólo 16
kilómetros de diámetro. La gravedad
superficial sería 210.000.000.000 veces
superior a la de la Tierra.
En ciertas condiciones, la gravitación
puede superar incluso la resistencia de
la estructura neutrónica. En ese caso
ya no hay nada que pueda oponerse
al colapso. La estrella puede
contraerse hasta un volumen cero y la
gravedad superficial aumentar hacia el
infinito.
Según la teoría de la relatividad, la luz
emitida por una estrella pierde algo de
su energía al avanzar contra el campo
gravitatorio de la estrella. Cuanto más
intenso es el campo, tanto mayor es la
pérdida de energía, lo cual ha sido
comprobado experimentalmente en el
espacio y en el laboratorio.
La luz emitida por una estrella
ordinaria como el Sol pierde muy poca
energía. La emitida por una enana
blanca, algo más; y la emitida por una
estrella de neutrones aún más. A lo
largo del proceso de colapso de la
estrella de neutrones llega un
momento en que la luz que emana de
la superficie pierde toda su energía y
no puede escapar.
Un objeto sometido a una compresión
mayor que la de las estrellas de
neutrones tendría un campo
gravitatorio tan intenso, que cualquier
cosa que se aproximara a él quedaría
atrapada y no podría volver a salir. Es
como si el objeto atrapado hubiera
caído en un agujero infinitamente
hondo y no cesase nunca de caer. Y
como ni siquiera la luz puede escapar,
el objeto comprimido será negro.
Literalmente, un «agujero negro».
Hoy día los astrónomos están
buscando pruebas de la existencia de
agujeros negros en distintos lugares
del universo.
INFO: En 1965 el genial escritor y
divulgador científico Isaac Asimov
aceptó una oferta de la revista “Science
Digest” que consistía en responder a
preguntas formuladas por sus lectores
brevemente, en torno a 500 palabras.
Lo que un principio iba a ser una
colaboracion esporádica terminó
siendo algo mensual. Ocho años
despues, en 1973, había realizado mas
de cien entregas y decidió publicarlas
junticas en un libro, que se llamó como
la sección, “Please Explain” (Por favor,
explique) y que fue publicado por la
Editorial Houghton Mifflin Company.

SE DICE QUE UN CENTÍMETRO CÚBICO DE UNA ESTRELLA DE NEUTRONES PESA MILES DE MILLONES DE TONELADAS. ¿CÓMO ES POSIBLE? Por Isaac Asimov

Un átomo tiene aproximadamente 10
elevado a -8 centímetros de diámetro.
En los sólidos y líquidos ordinarios los
átomos están muy juntos, casi en
contacto mutuo. La densidad de los
sólidos y líquidos ordinarios depende
por tanto del tamaño exacto de los
átomos, del grado de
empaquetamiento y del peso de los
distintos átomos.
De los sólidos ordinarios, el menos
denso es el hidrógeno solidificado, con
una densidad de 0,076 gramos por
centímetro cúbico. El más denso es un
metal raro, el osmio, con una densidad
de 22,48 gramos por centímetro
cúbico.
Si los átomos fuesen bolas macizas e
incomprensibles, el osmio sería el
material más denso posible y un
centímetro cúbico de materia jamás
podría pesar ni un kilogramo, y mucho
menos toneladas.
Pero los átomos no son macizos. El
físico neozelandés Ernest Rutherford
demostró ya en 1909 que los átomos
eran en su mayor parte espacio vacío.
La corteza exterior de los átomos
contiene sólo electrones ligerísimos,
mientras que el 99,9 por 100 de la
masa del átomo está concentrada en
una estructura diminuta situada en el
centro: el núcleo atómico.
El núcleo atómico tiene un diámetro de
unos 10 elevado a 13 centímetros
(aproximadamente 1/100.000 del
propio átomo). Si los átomos de una
esfera de materia se pudieran estrujar
hasta el punto de desplazar todos los
electrones y dejar a los núcleos
atómicos en contacto mutuo, el
diámetro de la esfera disminuiría hasta
1/100.000 de su tamaño anterior.
De modo análogo, sí se pudiera
comprimir la Tierra hasta dejarla
reducida a un balón de núcleos
atómicos, toda su materia quedaría
reducida a una esfera de unos 130
metros de diámetro. En esas mismas
condiciones, el Sol mediría 13,7
kilómetros de diámetro. Y si
pudiéramos convertir toda la materia
conocida del universo en núcleos
atómicos en contacto, obtendríamos
una esfera de sólo algunos cientos de
millones de kilómetros de diámetro,
que cabría cómodamente dentro del
cinturón de asteroides del sistema
solar.
El calor y la presión que reinan en el
centro de las estrellas rompen la
estructura atómica y permiten que los
núcleos atómicos empiecen a
empaquetarse unos junto a otros. Las
densidades en el centro del Sol son
mucho más altas que la del osmio,
pero como los núcleos atómicos se
mueven de un lado a otro sin
impedimento alguno, el material sigue
siendo un gas. Hay estrellas que se
componen casi por entero de tales
átomos destrozados. La compañera de
la estrella Sirio es una «enana blanca»
no mayor que el planeta Urano, y sin
embargo tiene una masa parecida a la
del Sol.
Los núcleos atómicos se componen de
protones y neutrones. Todos los
protones tienen cargas eléctricas
positivas y se repelen entre sí, de
modo que en un lugar dado no se
pueden reunir más de un centenar de
ellos. Los neutrones, por el contrario,
no tienen carga y en condiciones
adecuadas es posible empaquetar un
sinfín de ellos para formar una
«estrella de neutrones». Los pulsares,
según se cree, son estrellas de
neutrones.
Si el Sol se convirtiera en una estrella
de neutrones, toda su masa quedaría
concentrada en una pelota cuyo
diámetro sería 1/100.000 del actual y
su volumen (1/100.000)3 ó
1/1.000.000.000.000.000 (una
milbillónésima) del actual. Su densidad
sería por tanto 1.000.000.000.000.000
(mil billones) de veces superior a la
que tiene ahora.
La densidad global del Sol hoy día es
de 1,4 gramos por centímetro cúbico.
Si fuese una estrella de neutrones, su
densidad sería de
1.400.000.000.000.000 gramos por
centímetro cúbico. Es decir, un
centímetro cúbico de una estrella de
neutrones puede llegar a pesar
1.400.000.000 (mil cuatrocientos
millones) de toneladas.
INFO: En 1965 el genial escritor y
divulgador científico Isaac Asimov
aceptó una oferta de la revista “Science
Digest” que consistía en responder a
preguntas formuladas por sus lectores
brevemente, en torno a 500 palabras.
Lo que un principio iba a ser una
colaboracion esporádica terminó
siendo algo mensual. Ocho años
despues, en 1973, había realizado mas
de cien entregas y decidió publicarlas
junticas en un libro, que se llamó como
la sección, “Please Explain” (Por favor,
explique) y que fue publicado por la
Editorial Houghton Mifflin Company.

¿QUÉ SON LOS PULSARES?

En el verano de 1967 Anthony Hewish
y sus colaboradores de la Universidad
de Cambridge detectaron, por
accidente, emisiones de radio en los
cielos que en nada se parecían a las
que se habían detectado hasta
entonces. Llegaban en impulsos muy
regulares a intervalos de sólo 1 1/3
segundos. Para ser exactos, a
intervalos de 1,33730109 segundos. La
fuente emisora recibió el nombre de
«estrella pulsante» o «pulsar» en
abreviatura (pulsating star en inglés).
Durante los dos años siguientes se
descubrieron un número bastante
grande de tales pulsares, y el lector
seguramente se preguntará por qué no
se descubrieron antes. El caso es que
un pulsar radia mucha energía en cada
impulso, pero estos impulsos son tan
breves que por término medio la
intensidad de radioondas es muy baja,
pasando inadvertida. Es más, los
astrónomos suponían que las fuentes
de radio emitían energía a un nivel
constante y no prestaban atención a
los impulsos intermitentes.
Uno de los pulsares más rápidos fue el
que se encontró en la nebulosa del
Cangrejo, comprobándose que radiaba
en la zona visible del espectro
electromagnético.
Se apagaba y se encendía en perfecta
sincronización con los impulsos de
radio. Aunque había sido observado
muchas veces, había pasado hasta
entonces por una estrella ordinaria.
Nadie pensó jamás en observarlo con
un aparato de detección lo bastante
delicado como para demostrar que
guiñaba treinta veces por segundo.
Con pulsaciones tan rápidas, la luz
parecía constante, tanto para el ojo
humano como para los instrumentos
ordinarios.
¿Pero qué es un pulsar? Si un objeto
emite energía a intervalos periódicos es
que está experimentando algún
fenómeno de carácter físico en dichos
intervalos. Puede ser, por ejemplo, un
cuerpo que se está expandiendo y
contrayendo y que emite un impulso
de energía en cada contracción. O
podría girar alrededor de su eje o
alrededor de otro cuerpo y emitir un
impulso de energía en cada rotación o
revolución.
La dificultad estribaba en que la
cadencia de impulsos era rapidísima,
desde un impulso cada cuatro
segundos a uno cada 1/30 de
segundo. El pulsar tenía que ser un
cuerpo muy caliente, pues si no podría
emitir tanta energía; y tenía que ser un
cuerpo muy pequeño, porque si no,
no podría hacer nada con esa rapidez.
Los cuerpos calientes más pequeños
que habían observado los científicos
eran las estrellas enanas blancas.
Pueden llegar a tener la masa de
nuestro sol, son tanto o más calientes
que él y sin embargo no son mayores
que la Tierra. ¿Podría ser que esas
enanas blancas produjesen impulsos
al expandirse y contraerse o al rotar?
¿O se trataba de dos enanas blancas
girando una alrededor de la otra? Pero
por muchas vueltas que le dieron los
astrónomos al problema no
conseguían que las enanas blancas se
movieran con suficiente rapidez.
En cuanto a objetos aún más
pequeños, los astrónomos habían
previsto teóricamente la posibilidad de
que una estrella se contrajera
brutalmente bajo la atracción de la
gravedad, estrujando los núcleos
atómicos unos contra otros. Los
electrones y protones interaccionarían
y formarían neutrones, y la estrella se
convertiría en una especie de gelatina
de neutrones. Una «estrella de
neutrones» como ésta podría tener la
misma masa que el Sol y medir sin
embargo sólo diez millas de diámetro.
Ahora bien, jamás se había observado
una estrella de neutrones, y siendo tan
pequeñas se temía que aunque
existiesen no fueran detectables.
Con todo, un cuerpo tan pequeño sí
podría girar suficientemente rápido
para producir los impulsos. En ciertas
condiciones los electrones sólo
podrían escapar en ciertos puntos de
la superficie. Al girar la estrella de
neutrones, los electrones saldrían
despedidos como el agua de un
aspersor; en cada vuelta habría un
momento en que el chorro apuntase
en dirección a la Tierra, haciéndonos
llegar ondas de radio y luz visible.
Thomas Gold, de la Universidad
Cornell, pensó que, en ese supuesto,
la estrella de neutrones perdería
energía y las pulsaciones se irían
espaciando cada vez más, cosa que
resultó ser cierta. Hoy día parece muy
probable que los pulsares sean esas
estrellas de neutrones que los
astrónomos creían indetectables.
INFO: En 1965 el genial escritor y
divulgador científico Isaac Asimov
aceptó una oferta de la revista “Science
Digest” que consistía en responder a
preguntas formuladas por sus lectores
brevemente, en torno a 500 palabras.
Lo que un principio iba a ser una
colaboracion esporádica terminó
siendo algo mensual. Ocho años
despues, en 1973, había realizado mas
de cien entregas y decidió publicarlas
junticas en un libro, que se llamó como
la sección, “Please Explain” (Por favor,
explique) y que fue publicado por la
Editorial Houghton Mifflin Company.

¿QUÉ ES EL POLVO CÓSMICO Y DE DÓNDE VIENE?

Según las teorías astronómicas
actuales, las galaxias fueron en origen
grandes conglomerados de gas y polvo
que giraban lentamente,
fragmentándose en vórtices
turbulentos y condensándose en
estrellas. En algunas regiones donde la
formación de estrellas fue muy activa,
casi todo el polvo y el gas fue a parar a
una estrella u otra. Poco o nada fue lo
que quedó en el espacio intermedio.
Esto es cierto para los cúmulos
globulares, las galaxias elípticas y el
núcleo central de las galaxias espirales.
Dicho proceso fue mucho menos eficaz
en las afueras de las galaxias espirales.
Las estrellas se formaron en números
mucho menores y sobró mucho polvo
y mucho gas. Nosotros, los habitantes
de la Tierra, nos encontramos en los
brazos espirales de nuestra galaxia y
vemos las manchas oscuras que
proyectan las nubes de polvo contra el
resplandor de la Vía Láctea. El centro
de nuestra propia galaxia queda
completamente oscurecido por tales
nubes.
El material de que está formado el
universo consiste en su mayor parte en
hidrógeno y helio. Los átomos de helio
no tienen ninguna tendencia a juntarse
unos con otros. Los de hidrógeno sí,
pero sólo en parejas, formando
moléculas de hidrógeno (H2). Quiere
decirse que la mayor parte del material
que flota entre las estrellas consiste en
pequeños átomos de helio o en
pequeños átomos y moléculas de
hidrógeno. Todo ello constituye el gas
interestelar, que forma la mayor parte
de la materia entre las estrellas.
El polvo interestelar (o polvo cósmico)
que se halla presente en cantidades
mucho más pequeñas, se compone de
partículas diminutas, pero mucho más
grandes que átomos o moléculas, y
por tanto deben contener átomos que
no son ni de hidrógeno ni de helio.
El tipo de átomo más común en el
universo, después del hidrógeno y del
helio, es el oxígeno.
El oxígeno puede combinarse con
hidrógeno para formar grupos
oxhidrilo (OH) y moléculas de agua
(H2O), que tienen una marcada
tendencia a unirse a otros grupos y
moléculas del mismo tipo que
encuentren en el camino, de forma
que poco a poco se van constituyendo
pequeñísimas partículas compuestas
por millones y millones de tales
moléculas. Los grupos oxhidrilo y las
moléculas de agua pueden llegar a
constituir una parte importante del
polvo cósmico. Fue en 1965 cuando se
detectó por primera vez grupos
oxhidrilo en el espacio y se comenzó a
estudiar su distribución. Desde
entonces se ha informado también de
la existencia de moléculas más
complejas, que contienen átomos de
carbono así como de hidrógeno y
oxígeno.
El polvo cósmico tiene que contener
también agrupaciones atómicas
formadas por átomos aún menos
comu¬nes que los de hidrógeno,
oxígeno y carbono. En el espacio
interestelar se han detectado átomos
de calcio, sodio, potasio y hierro,
observando la luz que esos átomos
absorben.
Dentro de nuestro sistema solar hay
un material parecido, aportado quizás
por los cometas. Es posible que fuera
de los límites visibles del sistema solar
exista una capa con gran número de
cometas, y que algunos de ellos se
precipiten hacia el Sol (acaso por los
efectos gravitatorios de las estrellas
cercanas). Los cometas son
conglomerados sueltos de diminutos
fragmentos sólidos de metal y roca,
unidos por una mezcla de hielo,
metano y amoníaco congelados y otros
materiales parecidos. Cada vez que un
cometa se aproxima al Sol, se evapora
parte de su materia, liberando
diminutas partículas sólidas que se
esparcen por el espacio en forma de
larga cola. En última instancia el
cometa se desintegra por completo.
A lo largo de la historia del sistema
solar se han desintegrado
innumerables cometas y han llenado
de polvo el espacio interior del sistema.
La Tierra recoge cada día miles de
millones de estas partículas de polvo
(«micrometeoroides»). Los científicos
espaciales se interesan por ellas por
diversas razones; una de ellas es que
los micrometeoroides de mayor
tamaño podrían suponer un peligro
para los futuros astronautas y
colonizadores de la Luna.
INFO: En 1965 el genial escritor y
divulgador científico Isaac Asimov
aceptó una oferta de la revista “Science
Digest” que consistía en responder a
preguntas formuladas por sus lectores
brevemente, en torno a 500 palabras.
Lo que un principio iba a ser una
colaboracion esporádica terminó
siendo algo mensual. Ocho años
despues, en 1973, había realizado mas
de cien entregas y decidió publicarlas
junticas en un libro, que se llamó como
la sección, “Please Explain” (Por favor,
explique) y que fue publicado por la
Editorial Houghton Mifflin Company.

¿POR QUÉ SE HABLA DE LA “BAJA TEMPERATURA DEL ESPACIO”? ¿CÓMO PUEDE TENER EL ESPACIO VACÍO UNA TEMPERATURA?

Ni debería hablarse de “baja
temperatura del espacio” ni puede el
espacio vacío tener una temperatura.
La temperatura es el contenido térmico
medio por átomo de una cantidad de
materia, y sólo la materia puede tener
temperatura.
Supongamos que un cuerpo como la
Luna flotase en el espacio, a años luz
de la estrella más cercana. Si al
principio la superficie está a 25º C,
perdería continuamente calor por
radiación, pero también lo ganaría de
la radiación de las estrellas lejanas. Sin
embargo, la radiación que llegaría
hasta ella desde las estrellas sería tan
pequeña, que no compensaría la
pérdida ocasionada por su propia
radiación, y la temperatura de la
superficie comenzaría a bajar al
instante.
A medida que la temperatura de la
superficie lunar bajase iría decreciendo
el ritmo de pérdida de calor por
radiación, hasta que finalmente,
cuando la temperatura fuese
suficientemente baja, la pérdida por
radiación sería lo suficientemente
pequeña como para ser compensada
por la absorción de la radiación de las
lejanas estrellas. En ese momento, la
temperatura de la superficie lunar sería
realmente baja: ligeramente superior al
cero absoluto.
Esta baja temperatura de la superficie
lunar, lejos de las estrellas, es un
ejemplo de lo que la gente quiere decir
cuando habla de la “baja temperatura
del espacio”.
En realidad, la Luna no está lejos de
todas las estrellas. Está bastante cerca
—menos de 100 millones de millas—
de una de ellas: el Sol. Si la Luna diese
al Sol siempre la misma cara, esta cara
iría absorbiendo calor solar hasta que
su temperatura en el centro de la cara
sobrepasara con mucho el punto de
ebullición del agua. Sólo a esa
temperatura tan alta estarían
equilibrados el gran influjo solar y su
propia pérdida por radiación.
El calor solar avanzaría muy despacio a
través de la sustancia aislante de la
Luna, de suerte que la cara opuesta
recibiría muy poco calor y este poco lo
radiaría al espacio. La cara nocturna se
hallaría por tanto a la «baja
temperatura del espacio».
Ahora bien, la Luna gira con respecto
al Sol, de suerte que cualquier parte de
la superficie recibe sólo el equivalente
de dos semanas de luz solar de cada
vez. Con este período de radiación tan
limitado la temperatura superficial, de
la Luna apenas alcanza el punto de
ebullición del agua en algunos lugares.
Durante la larga noche, la temperatura
permanece nada menos que a 120º
por encima del cero absoluto (más
bien frío para nosotros) en todo
momento, porque antes de que siga
bajando vuelve a salir el Sol.
La Tierra es un caso completamente
diferente, debido a que tiene una
atmósfera y océanos. El océano se
traga el calor de manera mucho más
eficaz que la roca desnuda y lo suelta
más despacio. Actúa como un colchón
térmico: su temperatura no sube tanto
en presencia del Sol ni baja tampoco
tanto, comparado con la Tierra, en
ausencia suya. La Tierra gira además
tan rápido, que en la mayor parte de
su superficie el día y la noche sólo
duran horas. Por otro lado, los vientos
atmosféricos transportan el calor de la
cara diurna a la nocturna y de los
trópicos a los polos.
Todo esto hace que la Tierra esté
sometida a una gama de temperaturas
mucho más pequeñas que la Luna,
pese a que ambos cuerpos distan lo
mismo del Sol.
¿Qué le pasaría a una persona que se
viera expuesta a las temperaturas
subantárticas de la cara nocturna de la
Luna? No tanto como uno diría. Aquí,
en la Tierra, aun yendo abrigados con
vestidos aislantes, el cuerpo humano
pierde rápidamente calor, que se
disipa en la atmósfera y sus vientos,
que a su vez se encargan de llevárselo
lejos. La situación en la Luna es muy
diferente. Un hombre, enfundado en
su traje y botas espaciales,
experimentaría una pérdida muy
escasa, ya fuese por conducción a la
superficie o por convección al espacio
vacío en ausencia de viento. Es como si
se hallase dentro de un termo en el
vacío y radiando sólo pequeñas
cantidades de infrarrojos. El proceso
de enfriamiento sería muy lento. Su
cuerpo estaría produciendo
naturalmente calor todo el tiempo, y es
más probable que sintiese calor que
no frío.
INFO: En 1965 el genial escritor y
divulgador científico Isaac Asimov
aceptó una oferta de la revista “Science
Digest” que consistía en responder a
preguntas formuladas por sus lectores
brevemente, en torno a 500 palabras.
Lo que un principio iba a ser una
colaboracion esporádica terminó
siendo algo mensual. Ocho años
despues, en 1973, había realizado mas
de cien entregas y decidió publicarlas
junticas en un libro, que se llamó como
la sección, “Please Explain” (Por favor,
explique) y que fue publicado por la
Editorial Houghton Mifflin Company.

¿CUÁNTAS PARTÍCULAS HAY EN EL UNIVERSO?

En realidad no hay una respuesta
concreta a esta pregunta, porque de
entrada no sabemos cómo es de
grande el universo. Sin embargo
hagamos algunas hipótesis.
Uno de los cálculos es que hay unas
100.000.000.000 (ó 1011, un 1 seguido
de 11 ceros) de galaxias en el universo.
Cada una de estas galaxias tiene por
término medio una masa
100.000.000.000 (ó 1011) mayor que la
del Sol.
Quiere decirse que la cantidad total de
materia en el universo es igual a 1011x
1011 ó 1022 veces la masa del Sol.
Dicho con otras palabras, en el
universo hay materia suficiente para
hacer 10.000.000.000.000.000.000.000
(diez mil trillones) de soles como el
nuestro.
La masa del Sol es de 2x 1033 gramos.
Esto significa que la cantidad total de
materia en el universo tiene una masa
de 1022x 2x1033 gramos. Lo cual
puede escribirse como
20.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.
Dicho con palabras, veinte nonillones.
Procedamos ahora desde el otro
extremo. La masa del universo está
concentrada casi por entero en los
nucleones que contiene. (Los
nucleones son las partículas que
constituyen los componentes
principales del núcleo atómico.) Los
nucleones son cosas diminutas y hacen
falta 6x 1023 de ellos para juntar una
masa de 1 gramo.
Pues bien, si 6x 1023 nucleones hacen
1 gramo y si hay 2x1055 gramos en el
universo, entonces el número total de
nucleones en el universo es 6x
1023x2x1055 ó 12x1078, que de
manera más convencional se escribiría
1,2x1079.
Los astrónomos opinan que el 90 por
100 de los átomos del universo son
hidrógeno, el 9 por 100 helio y el 1
por 100 elementos más complicados.
Una muestra típica de 100 átomos
consistiría entonces en 90 átomos de
hidrógeno, 9 átomos de helio y 1
átomo de oxígeno (por ejemplo). Los
núcleos de los átomos de hidrógeno
contendrían 1 nucleón cada uno: 1
protón. Los núcleos de los átomos de
helio contendrían 4 nucleones cada
uno: 2 protones y 2 neutrones. El
núcleo del átomo de oxígeno
contendría 16 nucleones: 8 protones y
8 neutrones.
Los cien átomos juntos contendrían,
por tanto, 142 nucleones: 116
protones y 26 neutrones
Existe una diferencia entre estos dos
tipos de nucleones. El neutrón no
tiene carga eléctrica y no es preciso
considerar ninguna partícula que lo
acompañe. Pero el protón tiene una
carga eléctrica positiva y como el
universo es, según se cree,
eléctricamente neutro en su conjunto,
tiene que existir un electrón (con una
carga eléctrica negativa) por cada
protón.
Así pues, por cada 142 nucleones hay
116 electrones (para compensar los
116 protones). Para mantener la
proporción, los 1,2 1079 nucleones del
universo tienen que ir acompañados
de 1 x 1079 electrones. Sumando los
nucleones y electrones, tenemos un
número total de 2,2 x 1079 partículas
de materia en el universo. Lo cual se
puede escribir como
22.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.-
000.000.000.000.000.000.000.000 (ó 22
tredecillones).
Si el universo es mitad materia y mitad
antimateria, entonces la mitad de esas
partículas son antinucleones y
antielectrones. Pero esto no afectaría al
número total.
De las demás partículas, las únicas que
existen en cantidades importantes en
el universo son los fotones, los
neutrinos y posiblemente los
gravitones. Pero como son partículas
sin masa no las contaré. Veintidós
tredecíllones es después de todo
suficiente y constituye un universo
apreciable.
INFO: En 1965 el genial escritor y
divulgador científico Isaac Asimov
aceptó una oferta de la revista “Science
Digest” que consistía en responder a
preguntas formuladas por sus lectores
brevemente, en torno a 500 palabras.
Lo que un principio iba a ser una
colaboracion esporádica terminó
siendo algo mensual. Ocho años
despues, en 1973, había realizado mas
de cien entregas y decidió publicarlas
junticas en un libro, que se llamó como
la sección, “Please Explain” (Por favor,
explique) y que fue publicado por la
Editorial Houghton Mifflin Company.


Isaac asimov

¿QUÉ OCURRIRÍA SI UNA FUERZA IRRESISTIBLE SE ENFRENTASE CON UN CUERPO INAMOVIBLE?

He aquí un rompecabezas clásico
sobre el que han debido verter su
palabrería millones y millones de
argumentos.
Pero antes de dar mi solución
pongamos algunas cosas en claro. El
juego de explorar el universo mediante
técnicas racionales hay que jugarlo,
como todos los juegos, de acuerdo con
ciertas reglas. Si dos personas quieren
conversar inteligentemente tienen que
ponerse de acuerdo acerca del
significado de los símbolos que utilizan
(palabras o cualesquiera otros) y sus
comentarios han de tener sentido en
función de ese significado.
Todas las preguntas que no tengan
sentido en función de las definiciones
convenidas se las echa fuera de casa.
No hay respuesta porque la pregunta
no ha debido ser formulada.
Supongamos por ejemplo que
pregunto: «¿Cuánto pesa la
justicia?» (quizá esté pensando en la
estatua de la justicia con la balanza en
la mano).
Pero el peso es una propiedad de la
masa, y sólo tienen masa las cosas
materiales. (De hecho, la definición
más simple de materia es «aquello que
tiene masa».)
La justicia no es una cosa material, sino
una abstracción. Por definición, la
masa no es una de sus propiedades, y
preguntar por el peso de la justicia es
formular una pregunta sin sentido. No
existe respuesta.
Por otro lado, mediante una serie de
manipulaciones algebraicas muy
simples es posible demostrar que 1 =
2. Lo malo es que en el curso de la
demostración hay que dividir por cero.
A fin de evitar una igualdad tan
inconveniente (por no hablar de otras
muchas demostraciones que
destruirían la utilidad de las
matemáticas), los matemáticos han
decidido excluir la división por cero en
cualquier operación matemática. Así
pues, la pregunta «¿cuánto vale la
fracción 2/0?» viola las reglas del juego
y carece de sentido. No precisa de
respuesta.
Ahora ya estamos listos para vérnoslas
con esa fuerza irresistible y ese cuerpo
inamovible.
Una «fuerza irresistible» es, por
definición (si queremos que las
palabras tengan significado), una
fuerza que no puede ser resistida; una
fuerza que moverá o destruirá
cualquier cuerpo que encuentre, por
grande que sea, sin debilitarse ni
desviarse perceptiblemente. En un
universo que contiene una fuerza
irresistible no puede haber ningún
cuerpo inamovible, pues acabamos de
definir esa fuerza irresistible como una
fuerza capaz de mover cualquier cosa.
Un «cuerpo inamovible» es, por
definición (si queremos que las
palabras tengan algún significado), un
cuerpo que no puede ser movido; un
cuerpo que absorberá cualquier fuerza
que encuentre, por muy grande que
sea, sin cambiar ni sufrir daños
perceptibles en el encuentro. En un
universo que contiene un cuerpo
inamovible no puede haber ninguna
fuerza irresistible porque acabamos de
definir ese cuerpo inamovible como un
cuerpo capaz de resistir cualquier
fuerza.
Si formulamos una pregunta que
implique la existencia simultánea de
una fuerza irresistible y de un cuerpo
inamovible, estamos violando las
definiciones implicadas por las frases
mismas. Las reglas del juego de la
razón no lo permiten. Así pues, la
pregunta «¿Qué ocurriría si una fuerza
irresistible se enfrentase con un
cuerpo inamovible?» carece de sentido
y no precisa de respuesta.
El lector quizá se pregunte si es
posible construir las definiciones de
modo que no quepa formular
preguntas incontestables. La respuesta
es que no.

De Isaac Asimov

¿QUÉ SON LOS NÚMEROS PRIMOS Y POR QUÉ LES INTERESAN A LOS MATEMÁTICOS?

Un número primo es un número que
no puede expresarse como producto
de dos números distintos de sí mismo
y uno. El 15 = 3 x 5, con lo cual 15 no
es un número primo; 12 = 6 x 2 = 4 x 3,
con lo cual 12 tampoco es un número
primo. En cambio 13 = 13 x 1 y no es el
producto de ningún otro par de
números, por lo cual 13 es un número
primo.
Hay números de los que no hay
manera de decir a simple vista si son
primos o no. Hay ciertos tipos, en
cambio, de los cuales se puede decir
inmediatamente que no son primos.
Cualquier número, por largo que sea,
que termine en 2, 4, 5, 6, 8 ó 0 o cuyos
dígitos sumen un número divisible por
3, no es primo. Sin embargo, un
número que acabe en 1, 3, 7 ó 9 y
cuyos dígitos sumen un número no
divisible por 3, puede que sea primo —
pero puede que no—. No hay ninguna
fórmula que nos lo diga. Hay que
ensayar y ver si se puede escribir como
producto de dos números más
pequeños.
Una manera de encontrar números
primos consiste en escribir todos los
números del 2 al más alto posible, por
ejemplo el 10.000. El primero es 2, que
es primo. Lo dejamos donde está y
recorremos toda la lista tachando uno
de cada dos números, con lo cual
eliminamos todos los números
divisibles por dos, que no son primos.
De los que quedan, el número más
pequeño después del 2 es el 3. Este es
el siguiente primo. Dejándolo donde
está, tachamos a partir de él uno de
cada tres números, deshaciéndonos
así de todos los divisibles por 3. El
siguiente número sin tachar es el 5,
por lo cual tachamos uno de cada
cinco números a partir de él. El
siguiente es el 7, uno de cada siete;
luego el 11, uno de cada once; luego el
13..., etc.
Podría pensarse que después de
tachar y tachar números llegará un
momento en que todos los números
mayores que uno dado estarán
tachados y que por tanto no quedará
ningún número primo superior a un
cierto número primo máximo. En
realidad no es así. Por mucho que
subamos en los millones y billones,
siempre quedan números primos que
han escapado a todas las tachaduras.
Ya en el año 300 a. C. demostró el
matemático griego Euclides que por
mucho que subamos siempre tiene
que haber números primos superiores
a esos. Tomemos los seis primeros
números primos y multipliquémoslos:
2 x 3 x 5 x 7 x 11 x 13 = 30.030.
Sumando 1 obtenemos 30.031. Este
número no es divisible por 2, 3, 5, 7, 11
ni 13, puesto que al dividir siempre
dará un resto de 1. Si 30.031 no se
puede dividir por ningún número
excepto él mismo, es que es primo. Si
se puede, entonces los números de los
cuales es producto tienen que ser
superiores a 13. De hecho 30.031 = 59
x 509.
Esto mismo lo podemos hacer para el
primer centenar de números primos,
para el primer billón o para cualquier
número. Si calculamos el producto y
sumamos 1, el número final o bien es
un número primo o bien es el
producto de números primos mayores
que los que hemos incluido en la lista.
Por mucho que subamos siempre
habrá números primos aún mayores,
con lo cual el número de números
primos es infinito.
De cuando en cuando aparecen
parejas de números impares
consecutivos, ambos primos: 5, 7; 11,
13; 17, 19; 29, 31; 41, 43. Tales parejas
de primos aparecen por doquier hasta
donde los matemáticos han podido
comprobar. ¿Es infinito el número de
tales parejas de primos? Nadie lo sabe.
Los matemáticos, creen que sí, pero
nunca lo han podido probar. Por eso
están interesados en los números
primos. Los números primos
presentan problemas aparentemente
inocentes pero que son muy difíciles
de resolver, y los matemáticos no
pueden resistir el desafío.
¿Qué utilidad tiene eso? Ninguna; pero
eso precisamente parece aumentar el
interés.
Un número primo es un número que
no puede expresarse como producto
de dos números distintos de sí mismo
y uno. El 15 = 3 x 5, con lo cual 15 no
es un número primo; 12 = 6 x 2 = 4 x 3,
con lo cual 12 tampoco es un número
primo. En cambio 13 = 13 x 1 y no es el
producto de ningún otro par de
números, por lo cual 13 es un número
primo.
Hay números de los que no hay
manera de decir a simple vista si son
primos o no. Hay ciertos tipos, en
cambio, de los cuales se puede decir
inmediatamente que no son primos.
Cualquier número, por largo que sea,
que termine en 2, 4, 5, 6, 8 ó 0 o cuyos
dígitos sumen un número divisible por
3, no es primo. Sin embargo, un
número que acabe en 1, 3, 7 ó 9 y
cuyos dígitos sumen un número no
divisible por 3, puede que sea primo —
pero puede que no—. No hay ninguna
fórmula que nos lo diga. Hay que
ensayar y ver si se puede escribir como
producto de dos números más
pequeños.
Una manera de encontrar números
primos consiste en escribir todos los
números del 2 al más alto posible, por
ejemplo el 10.000. El primero es 2, que
es primo. Lo dejamos donde está y
recorremos toda la lista tachando uno
de cada dos números, con lo cual
eliminamos todos los números
divisibles por dos, que no son primos.
De los que quedan, el número más
pequeño después del 2 es el 3. Este es
el siguiente primo. Dejándolo donde
está, tachamos a partir de él uno de
cada tres números, deshaciéndonos
así de todos los divisibles por 3. El
siguiente número sin tachar es el 5,
por lo cual tachamos uno de cada
cinco números a partir de él. El
siguiente es el 7, uno de cada siete;
luego el 11, uno de cada once; luego el
13..., etc.
Podría pensarse que después de
tachar y tachar números llegará un
momento en que todos los números
mayores que uno dado estarán
tachados y que por tanto no quedará
ningún número primo superior a un
cierto número primo máximo. En
realidad no es así. Por mucho que
subamos en los millones y billones,
siempre quedan números primos que
han escapado a todas las tachaduras.
Ya en el año 300 a. C. demostró el
matemático griego Euclides que por
mucho que subamos siempre tiene
que haber números primos superiores
a esos. Tomemos los seis primeros
números primos y multipliquémoslos:
2 x 3 x 5 x 7 x 11 x 13 = 30.030.
Sumando 1 obtenemos 30.031. Este
número no es divisible por 2, 3, 5, 7, 11
ni 13, puesto que al dividir siempre
dará un resto de 1. Si 30.031 no se
puede dividir por ningún número
excepto él mismo, es que es primo. Si
se puede, entonces los números de los
cuales es producto tienen que ser
superiores a 13. De hecho 30.031 = 59
x 509.
Esto mismo lo podemos hacer para el
primer centenar de números primos,
para el primer billón o para cualquier
número. Si calculamos el producto y
sumamos 1, el número final o bien es
un número primo o bien es el
producto de números primos mayores
que los que hemos incluido en la lista.
Por mucho que subamos siempre
habrá números primos aún mayores,
con lo cual el número de números
primos es infinito.
De cuando en cuando aparecen
parejas de números impares
consecutivos, ambos primos: 5, 7; 11,
13; 17, 19; 29, 31; 41, 43. Tales parejas
de primos aparecen por doquier hasta
donde los matemáticos han podido
comprobar. ¿Es infinito el número de
tales parejas de primos? Nadie lo sabe.
Los matemáticos, creen que sí, pero
nunca lo han podido probar. Por eso
están interesados en los números
primos. Los números primos
presentan problemas aparentemente
inocentes pero que son muy difíciles
de resolver, y los matemáticos no
pueden resistir el desafío.
¿Qué utilidad tiene eso? Ninguna; pero
eso precisamente parece aumentar el
interés.
De: Isaac Asimov

¿QUÉ SON LOS NÚMEROS IMAGINARIOS?

Hay dos clases de números con las que
la mayoría de nosotros está
familiarizado: los números positivos
(+5, +17,5) y los números negativos (-5,
-17,5). Los números negativos fueron
introducidos en la Edad Media para
poder resolver problemas como 3 - 5.
A los antiguos les parecía imposible
restar cinco manzanas de tres
manzanas. Pero los banqueros
medievales tenían una idea muy clara
de la deuda. «Dame cinco manzanas.
Sólo tengo dinero para tres, de modo
que te dejo a deber dos», que es como
decir (+3) - (+5)= (-2).
Los números positivos y negativos se
pueden multiplicar según reglas bien
definidas. Un número positivo
multiplicado por otro positivo da un
producto positivo. Un número positivo
multiplicado por otro negativo da un
producto negativo. Y lo que es más
importante, un número negativo
multiplicado por otro negativo da un
producto positivo.
Así: (+1 )x (+1) = (+1); (+1)x (-1) = (-1);
y (-1)x (-1) = (+1).
Supongamos ahora que nos
preguntamos: ¿Qué número
multiplicado por sí mismo da +1? O
expresándolo de manera más
matemática: ¿Cuál es la raíz cuadrada
de +1?
Hay dos soluciones. Una es +1, puesto
que (+1) x (+1) = (+ 1). La otra es -1,
puesto que (-1) x (-1) = (+1). Los
matemáticos lo expresan en su jerga
escribiendo "raiz cuadrada" de +1 = ±
1
Sigamos ahora preguntando: ¿Cuál es
la raíz cuadrada de -1?
Aquí nos ponen en un brete. No es +
1, porque multiplicado por sí mismo da
+1. Tampoco es -1, porque
multiplicado por sí mismo da también
+1. Cierto que (+1) x (-1) = (-1), pero
esto es la multiplicación de dos
números diferentes y no la de un
número por sí mismo.
Podemos entonces inventar un
número y darle un signo especial, por
ejemplo # 1, definiéndolo como sigue:
# 1 es un número tal que (# 1) x (# 1)
= (-1). Cuando se introdujo por vez
primera esta noción, los matemáticos
se referían a ella como un «número
imaginario» debido simplemente a que
no existía en el sistema de números a
que estaban acostumbrados. De hecho
no es más imaginario que los
«números reales» ordinarios. Los
llamados números imaginarios tienen
propiedades perfectamente definidas y
se manejan con tanta facilidad como
los números que ya existían antes.
Y, sin embargo, como se pensaba que
los nuevos números eran
«imaginarios», se utilizó el símbolo «i».
Podemos hablar de números
imaginarios positivos (+i) y números
imaginarios negativos (-i), mientras que
(+1) es un número real positivo y (-1)
un número real negativo. Así pues,
podemos decir "raiz cuadrada" de -1 =
+i.
El sistema de los números reales tiene
una contrapartida similar en el sistema
de los números imaginarios. Si
tenemos +5, -17,32, +3/10, también
podemos tener +5i, 17,32i, +3i/10.
Incluso podemos representar
gráficamente el sistema de números
imaginarios.
Supóngase que representamos el
sistema de los números reales sobre
una recta, con el 0 (cero) en el centro.
Los números positivos se hallan a un
lado del cero y los negativos al otro.
Podemos entonces representar el
sistema imaginario de números a lo
largo de otra recta que corte a la
primera en ángulo recto en el punto
cero, con los imaginarios positivos a un
lado y los negativos al otro. Utilizando
ambos tipos al mismo tiempo se
pueden localizar números en cualquier
lugar del plano: (+2) + (+3i) ó (+3) +
(-2i). Éstos son «números complejos».
Para los matemáticos y los físicos
resulta utilísimo poder asociar todos
los puntos de un plano con un sistema
de números. No podrían pasarse sin
los llamados números imaginarios.

De Isaac Asimov

FUENTE: 1973. Asimov, Isaac: “100
preguntas básicas sobre la Ciencia”.
Alianza Editorial S.A.

¿QUÉ DICE EL TEOREMA DE GÖDEL? ¿DEMUESTRA QUE LA VERDAD ES INALCANZABLE?

Desde los tiempos de Euclides, hace ya
dos mil doscientos años, los
matemáticos han intentado partir de
ciertos enunciados llamados
«axiomas» y deducir luego de ellos
toda clase de conclusiones útiles.
En ciertos aspectos es casi como un
juego, con dos reglas. En primer lugar,
los axiomas tienen que ser los menos
posibles. En segundo lugar, los
axiomas tienen que ser consistentes.
Tiene que ser imposible deducir dos
conclusiones que se contradigan
mutuamente.
Cualquier libro de geometría de
bachillerato comienza con un conjunto
de axiomas: por dos puntos
cualesquiera sólo se puede trazar una
recta; el total es la suma de las partes,
etc. Durante mucho tiempo se supuso
que los axiomas de Euclides eran los
únicos que podían constituir una
geometría consistente y que por eso
eran «verdaderos».
Pero en el siglo xix se demostró que
modificando de cierta manera los
axiomas de Euclides se podían
construir geometrías diferentes, «no
euclidianas». Cada una de estas
geometrías difería de las otras, pero
todas ellas eran consistentes. A partir
de entonces no tenía ya sentido
preguntar cuál de ellas era
«verdadera». En lugar, de ello había
que preguntar cuál era útil.
De hecho, son muchos los conjuntos
de axiomas a partir de los cuales se
podría construir un sistema
matemático consistente: todos ellos
distintos y todos ellos consistentes.
En ninguno de esos sistemas
matemáticos tendría que ser posible
deducir, a partir de sus axiomas, que
algo es a la vez así y no así, porque
entonces las matemáticas no serían
consistentes, habría que desecharlas.
¿Pero qué ocurre si establecemos un
enunciado y comprobamos que no
podemos demostrar que es o así o no
así?
Supongamos que digo: «El enunciado
que estoy haciendo es falso.»
¿Es falso? Si es falso, entonces es falso
que esté diciendo algo falso y tengo
que estar diciendo algo verdadero.
Pero si estoy diciendo algo verdadero,
entonces es cierto que estoy diciendo
algo falso y sería verdad que estoy
diciendo algo falso. Podría estar yendo
de un lado para otro indefinidamente.
Es imposible demostrar que lo que he
dicho es o así o no así.
Supongamos que ajustamos los
axiomas de la lógica a fin de eliminar la
posibilidad de hacer enunciados de
ese tipo. ¿Podríamos encontrar otro
modo de hacer enunciados del tipo «ni
así ni no así»?
En 1931 el matemático austriaco Kurt
Gödel presentó una demostración
válida de que para cualquier conjunto
de axiomas siempre es posible hacer
enunciados que, a partir de esos
axiomas, no puede demostrarse ni que
son así ni que no son así. En ese
sentido, es imposible elaborar jamás
un conjunto de axiomas a partir de los
cuales se pueda deducir un sistema
matemático completo.
¿Quiere decir esto que nunca
podremos encontrar la «verdad»? ¡Ni
hablar!
Primero: el que un sistema matemático
no sea completo no quiere decir que lo
que contiene sea «falso». El sistema
puede seguir siendo muy útil, siempre
que no intentemos utilizarlo más allá
de sus límites.
Segundo: el teorema de Gödel sólo se
aplica a sistemas deductivos del tipo
que se utiliza en matemáticas. Pero la
deducción no es el único modo de
descubrir la «verdad». No hay axiomas
que nos permitan deducir las
dimensiones del sistema solar. Estas
últimas fueron obtenidas mediante
observaciones y medidas —otro
camino hada la «verdad».


Por Isaac Asimov

INFO: En 1965 el genial escritor y
divulgador científico Isaac Asimov
aceptó una oferta de la revista “Science
Digest” que consistía en responder a
preguntas formuladas por sus lectores
brevemente, en torno a 500 palabras.
Lo que un principio iba a ser una
colaboracion esporádica terminó
siendo algo mensual. Ocho años
despues, en 1973, había realizado mas
de cien entregas y decidió publicarlas
junticas en un libro, que se llamó como
la sección, “Please Explain” (Por favor,
explique) y que fue publicado por la
Editorial Houghton Mifflin Company. Ya que como sus
respuestas dependían de las
preguntas que le realizaban, sus
ensayos contienen numerosas
omisiones importantes. Ademas, por
otro lado, muchas de las ideas que
propone han quedado obsoletas o
han sido revisadas por la evolución del
conocimiento científico, así que cuando
encontremos alguna incorrección o
desfase, lo haremos saber.
FUENTE: 1973. Asimov, Isaac: “100
preguntas básicas sobre la Ciencia”.
Alianza Editorial S.A.

¿POR QUÉ DOS O MÁS CIENTÍFICOS, IGNORANTES DEL TRABAJO DE LOS OTROS, DAN A MENUDO SIMULTÁNEAMENTE CON LA MISMA TEORÍA?

La manera más simple de contestar a
esto es decir que los científicos no
trabajan en el vacío. Están inmersos,
por así decirlo, en la estructura y
progreso evolutivo de la ciencia, y
todos ellos encaran los mismos
problemas en cada momento.
Así, en la primera mitad del siglo XIX el
problema de la evolución de las
especies estaba «en el candelero».
Algunos biólogos se oponían
acaloradamente a la idea misma,
mientras que otros especulaban
ávidamente con sus consecuencias y
trataban de encontrar pruebas que la
apoyaran. Pero lo cierto es que, cada
uno a su manera, casi todos los
biólogos pensaban sobre la misma
cuestión. La clave del problema era
ésta: Si la evolución es un hecho, ¿qué
es lo que la motiva?
En Gran Bretaña, Charles Darwin
pensaba sobre ello. En las Indias
Orientales, Alfred Wallace, inglés
también, pensaba sobre el mismo
problema. Ambos habían viajado por
todo el mundo; ambos habían hecho
observaciones similares; y sucedió que
ambos, en un punto crucial de su
pensamiento, leyeron un libro de
Thomas Malthus que describía los
efectos de la presión demográfica
sobre los seres humanos. Tanto
Darwin como Wallace empezaron a
pensar sobre la presión demográfica
en todas las especies. ¿Qué individuos
sobrevivirían y cuáles no? Ambos
llegaron a la teoría de la evolución por
selección natural.
Lo cual no tiene en realidad nada de
sorprendente. Dos hombres que
trabajan sobre el mismo problema y
con los mismos métodos, encarados
con los mismos hechos a observar y
disponiendo de los mismos libros de
consulta, es muy probable que lleguen
a las mismas soluciones. Lo que ya me
sorprende más es que el segundo
nombre de Darwin, Wallace y Malthus
empezase en los tres casos por R.
A finales del siglo xix eran muchos los
biólogos que trataban de poner en
claro la mecánica de la genética. Tres
hombres, trabajando los tres en el
mismo problema, al mismo tiempo y de
la misma manera, pero en diferentes
países, llegaron a las mismas
conclusiones. Pero entonces los tres,
repasando la literatura, descubrieron
que otro, Gregor Mendel, había
obtenido treinta y cuatro años antes
las leyes de la herencia y habían
pasado inadvertido.
Una de las aspiraciones más
ambiciosas de los años 1880-1889 era
la producción barata de aluminio. Se
conocían los usos y la naturaleza del
metal, pero resultaba difícil prepararlo
a partir de sus minerales. Millones de
dólares dependían literalmente de la
obtención de una técnica sencilla. Es
difícil precisar el número de químicos
que se hallaban trabajando en el
mismo problema, apoyándose en las
mismas experiencias de otros
científicos. Dos de ellos: Charles Hall en
los Estados Unidos y Paul Héroult en
Francia, obtuvieron la misma respuesta
en el mismo año de 1886. Nada más
natural. Pero ¿y esto?: los apellidos de
ambos empezaban por H, ambos
nacieron en 1863 y ambos murieron en
1914.
Hoy día son muchos los que tratan de
idear teorías que expliquen el
comportamiento de las partículas
subatómicas. Murray Gell-Man y Yuval
Ne'emen, uno en América y otro en
Israel, llegaron simultáneamente a
teorías parecidas. El principio del
máser se obtuvo simultáneamente en
Estados Unidos y en la Unión Soviética.
Y estoy casi seguro de que el proceso
clave para el aprovechamiento futuro
de la potencia de la fusión nuclear será
obtenido independiente y
simultáneamente por dos o más
personas.
Naturalmente, hay veces en que el rayo
brilla una sola vez. Gregor Mendel no
tuvo competidores, ni tampoco Newton
ni Einstein. Sus grandes ideas sólo se
les ocurrieron a ellos y el resto del
mundo les siguió.
INFO: En 1965 el genial escritor y
divulgador científico Isaac Asimov
aceptó una oferta de la revista “Science
Digest” que consistía en responder a
preguntas formuladas por sus lectores
brevemente, en torno a 500 palabras.
Lo que un principio iba a ser una
colaboracion esporádica terminó
siendo algo mensual. Ocho años
despues, en 1973, había realizado mas
de cien entregas y decidió publicarlas
junticas en un libro, que se llamó como
la sección, “Please Explain” (Por favor,
explique) y que fue publicado por la
Editorial Houghton Mifflin Company.

FUENTE: 1973. Asimov, Isaac: “100
preguntas básicas sobre la Ciencia”.
Alianza Editorial S.A.

¿QUIÉN FUE, EN SU OPINIÓN, EL CIENTÍFICO MÁS GRANDE QUE JAMÁS EXISTIÓ?

Si la pregunta fuese «¿Quién fue el
segundo científico más grande?» sería
imposible de contestar. Hay por lo
menos una docena de hombres que,
en mi opinión, podrían aspirar a esa
segunda plaza. Entre ellos figurarían,
por ejemplo, Albert Einstein, Ernest
Rutherford, Niels Bohr, Louis Pasteur,
Charles Darwin, Galileo Galilei, Clerk
Maxwell, Arquímedes y otros.
Incluso es muy probable que ni
siquiera exista eso que hemos llamado
el segundo científico más grande. Las
credenciales de tantos y tantos son tan
buenas y la dificultad de distinguir
niveles de mérito es tan grande, que al
final quizá tendríamos que declarar un
empate entre diez o doce.
Pero como la pregunta es «¿Quién es
el más grande?», no hay problema
alguno. En mi opinión, la mayoría de
los historiadores de la ciencia no
dudarían en afirmar que Isaac Newton
fue el talento científico más grande
que jamás haya visto el mundo. Tenía
sus faltas, viva el cielo: era un mal
conferenciante, tenía algo de cobarde
moral y de llorón autocompasivo y de
vez en cuando era víctima de serias
depresiones. Pero como científico no
tenía igual.
Fundó las matemáticas superiores
después de elaborar el cálculo. Fundó
la óptica moderna mediante sus
experimentos de descomponer la luz
blanca en los colores del espectro.
Fundó la física moderna al establecer
las leyes del movimiento y deducir sus
consecuencias. Fundó la astronomía
moderna estableciendo la ley de la
gravitación universal.
Cualquiera de estas cuatro hazañas
habría bastado por sí sola para
distinguirle como científico de
importancia capital. Las cuatro juntas le
colocan en primer lugar de modo
incuestionable.
Pero no son sólo sus descubrimientos
lo que hay que destacar en la figura de
Newton. Más importante aún fue su
manera de presentarlos.
Los antiguos griegos habían reunido
una cantidad ingente de pensamiento
científico y filosófico. Los nombres de
Platón, Aristóteles, Euclides,
Arquímedes y Ptolomeo habían
descollado durante dos mil años como
gigantes sobre las generaciones
siguientes. Los grandes pensadores
árabes y europeos echaron mano de
los griegos y apenas osaron exponer
una idea propia sin refrendarla con
alguna referencia a los antiguos.
Aristóteles, en particular, fue el
«maestro de aquellos que saben».
Durante los siglos XVI y XVII, una serie
de experimentadores, como Galileo y
Robert Boyle, demostraron que los
antiguos griegos no siempre dieron
con la respuesta correcta. Galileo, por
ejemplo, tiró abajo las ideas de
Aristóteles acerca de la física,
efectuando el trabajo que Newton
resumió más tarde en sus tres leyes del
movimiento. No obstante, los
intelectuales europeos siguieron sin
atreverse a romper con los durante
tanto tiempo idolatrados griegos.
Luego, en 1687 publicó Newton sus
Principia Mathematica, en latín (el libro
científico más grande jamás escrito,
según la mayoría de los científicos). Allí
presentó sus leyes del movimiento, su
teoría de la gravitación y muchas otras
cosas, utilizando las matemáticas en el
estilo estrictamente griego y
organizando todo de manera
impecablemente elegante. Quienes
leyeron el libro tuvieron que admitir
que al fin se hallaban ante una mente
igual o superior a cualquiera de las de
la Antigüedad, y que la visión del
mundo que presentaba era hermosa,
completa e infinitamente superior en
racionalidad e inevitabilidad a todo lo
que contenían los libros griegos.
Ese hombre y ese libro destruyeron la
influencia paralizante de los antiguos y
rompieron para siempre el complejo
de inferioridad intelectual del hombre
moderno.
Tras la muerte de Newton, Alexander
Pope lo resumió todo en dos líneas:
“La Naturaleza y sus leyes permanecían
ocultas en la noche. Dijo Dios: ¡Sea
Newton! Y todo fue luz.”
INFO: En 1965 el genial escritor y
divulgador científico Isaac Asimov
aceptó una oferta de la revista “Science
Digest” que consistía en responder a
preguntas formuladas por sus lectores
brevemente, en torno a 500 palabras.
Lo que un principio iba a ser una
colaboracion esporádica terminó
siendo algo mensual. Ocho años
despues, en 1973, había realizado mas
de cien entregas y decidió publicarlas
junticas en un libro, que se llamó como
la sección, “Please Explain” (Por favor,
explique) y que fue publicado por la
Editorial Houghton Mifflin Company.

FUENTE: 1973. Asimov, Isaac: “100
preguntas básicas sobre la Ciencia”.
Alianza Editorial S.A.

metodo Asimov

¿Qué es el método científico?
“Evidentemente, el método científico es
el método que utilizan los científicos
para hacer descubrimientos científicos.
Pero esta definición no parece muy útil.
¿Podemos dar más detalles?
Pues bien, cabría dar la siguiente
versión ideal de dicho método:
1. Detectar la existencia de un
problema, como puede ser, por
ejemplo, la cuestión de por qué los
objetos se mueven como lo hacen,
acelerando en ciertas condiciones y
decelerando en otras.
2. Separar luego y desechar los
aspectos no esenciales del problema.
El olor de un objeto, por ejemplo, no
juega ningún papel en su movimiento.
3. Reunir todos los datos posibles que
incidan en el problema. En los tiempos
antiguos y medievales equivalía
simplemente a la observación sagaz de
la naturaleza, tal como existía. A
principios de los tiempos modernos
empezó a entreverse la posibilidad de
ayudar a la naturaleza en ese sentido.
Cabía planear deliberadamente una
situación en la cual los objetos se
comportaran de una manera
determinada y suministraran datos
relevantes para el problema. Uno
podía, por ejemplo, hacer rodar una
serie de esferas a lo largo de un plano
inclinado, variando el tamaño de las
esferas, la naturaleza de su superficie,
la inclinación del plano, etc. Tales
situaciones deliberadamente planeadas
son experimentos, y el papel del
experimento es tan capital para la
ciencia moderna, que a veces se habla
de «ciencia experimental» para
distinguirla de la ciencia de los
antiguos griegos.
4. Reunidos todos los datos elabórese
una generalización provisional que los
describa a todos ellos de la manera
más simple posible: un enunciado
breve o una relación matemática. Esto
es una hipótesis.
5. Con la hipótesis en la mano se
pueden predecir los resultados de
experimentos que no se nos habían
ocurrido hasta entonces. Intentar
hacerlos y mirar si la hipótesis es
válida.
6. Si los experimentos funcionan tal
como se esperaba, la hipótesis sale
reforzada y puede adquirir el status de
una teoría o incluso de un «ley
natural».
Está claro que ninguna teoría ni ley
natural tiene carácter definitivo. El
proceso se repite una y otra vez.
Continuamente se hacen y obtienen
nuevos datos, nuevas observaciones,
nuevos experimentos. Las viejas leyes
naturales se ven constantemente
superadas por otras más generales
que explican todo cuanto explicaban
las antiguas y un poco más.
Todo esto, como digo, es una versión
ideal del método científico. En la
práctica no es necesario que el
científico pase por los distintos puntos
como si fuese una serie de ejercicios
caligráficos, y normalmente no lo hace.
Más que nada son factores como la
intuición, la sagacidad y la suerte, a
secas, los que juegan un papel. La
historia de la ciencia está llena de
casos en los que un científico da de
pronto con una idea brillante basada
en datos insuficientes y en poca o
ninguna experimentación, llegando así
a una verdad útil cuyo descubrimiento
quizá hubiese requerido años
mediante la aplicación directa y estricta
del método científico.
F. A. Kekulé dio con la estructura del
benceno mientras descabezaba un
sueño en el autobús. Otto Loewi
despertó en medio de la noche con la
solución del problema de la
conducción sináptica. Donald Glaser
concibió la idea de la cámara de
burbujas mientras miraba ociosamente
su vaso de cerveza.
¿Quiere decir esto que a fin de cuentas
todo es cuestión de suerte y no de
cabeza? No, no y mil veces no. Esta
clase de «suerte» sólo se da en los
mejores cerebros; sólo en aquellos
cuya «intuición» es la recompensa de
una larga experiencia, una
comprensión profunda y un
pensamiento disciplinado.”
FUENTE: 1973. Asimov, Isaac: “100
preguntas básicas sobre la Ciencia”.
Alianza Editorial S.A.