jueves, 25 de diciembre de 2014

GOTTFRIED LEIBNIZ



Leibniz fue un niño prodigio cuyos talentos universales persistieron durante toda su vida. Sin duda, su intento de abarcarlo todo le hizo no haber sido un verdadero personaje de primera fila en algo en particular. Fue diplomático, filósofo, escritor, político y una de las personas que intento reconciliar la iglesia católica y la protestante.

Siendo diplomático intentó desviar la atención de Luis XIV, que trataba de invadir Alemania, hacia una campaña sobre Egipto. Luis XIV cayó en la trampa, aunque un siglo más tarde, finalmente, Napoleón invadió Alemania. Leibniz también actuó como asesor del zar de Rusia, Pedro el Grande, en una ocasión.

Se interesó por las matemáticas a la vuelta de uno de sus viajes, en estos tenía la oportunidad de conocer multitud de personajes como Huygens. Su primer invento fue una máquina calculadora mejor que la de Pascal, ya que dividía y multiplicaba, además de sumar y restar. Como resultado de ésta le hicieron miembro de la Royal Society en su visita a Londres en 1673.

Reproducción de la Máquina Calculadora de Leibniz
Fue en ese mismo año, 1673, cuando Leibniz empezó a pensar en un sistema de análisis matemático que publicó en 1684. Esto hizo surgir una controversia entre él mismo y los seguidores de Newton. La actividad diplomática de Leibniz había sido (por necesidad) lo bastante oscura para que sus ideas fueran puestas en duda por los curiosos seguidores de Newton y su contacto con los matemáticos ingleses en 1673 les dio las pruebas del plagio que necesitaban. A pesar de todo esto se sabe que su obra se llevó a cabo independientemente de la de Newton y en todo caso la línea que siguió para desarrollar su cálculo fue superior a la de su contrincante. La terminología y la forma del cálculo que Leibniz desarrolló son hoy en día preferidas a las de Newton.

En 1693 reconoció la ley de la conservación de la energía mecánica (energía de posición y movimiento, o potencial y cinética). Un siglo más tarde, esta ley fue generalizada por Helmholtz incluyendo en ella todos los tipos de energía.

En 1700 Leibniz convenció al rey Federico I de Prusia para que al igual que la Royal Society de Londres y la Academia de Ciencias de París, fundara la Academia de Ciencias de Berlín, que desde entonces ha representado uno de los mayores emporios de la ciencia. Leibniz se convirtió en su primer presidente. En 1700 también, Leibniz y Newton fueron elegidos como los primeros miembros extranjeros (admirable neutralidad de los franceses) de la Academia de Ciencias de París.

Estatua de Leibniz en Leipzig, Sajonia, Alemania

Durante 40 años Leibniz sirvió a los electores de la Casa de Hannover y en 1714 el elector de aquel momento ascendió al trono de Gran Bretaña como Jorge I y Leibniz ardió en deseos de irse con él a Londres. Pero el nuevo rey no tenía necesidad alguna de él, por lo que Leibniz murió en Hannover olvidado y desdeñado.


miércoles, 10 de diciembre de 2014

GEORG FRIEDRICH RIEMANN


Riemann era hijo de un pastor luterano y su primera ambición fue seguir las huellas de su padre. Estudió hebreo y trató de probar la verdad del libro del Génesis por razonamientos matemáticos. Fracasó, pero se descubrió su talento para las matemáticas y su ambición se desvió.

Su carrera se interrumpió por la revolución de 1848, durante la cual sirvió con el rey de Prusia, Federico Guillermo IV, contra los revolucionarios. Cuando pasó el peligro y con el rey victorioso, Riemann volvió a sus estudios.

En 1851 su tesis doctoral recibió la aprobación, ni más ni menos que, del anciano Gauss.

En su corta vida (murió de tuberculosis antes de cumplir cuarenta años) contribuyó con eficacia en muchas ramas de las matemáticas. Su contribución más famosa fue una geometría no euclidiana, diferente de la de Lobachevski y Bolyai, que mejoró en 1854.

La geometría de Riemann utiliza, en vez del axioma de Euclides sobre paralelas, la declaración que por un punto dado no situado en una línea no se podía trazar a dicha línea ninguna línea paralela. Por consiguiente, también tuvo que abandonar el axioma de Euclides que por dos puntos distintos solo se podía trazar una línea recta y solamente una.

En la geometría de Riemann se podían trazar cualquier número de líneas rectas que pasaran por dos puntos. Además, en su geometría no había líneas rectas de infinita longitud. Una consecuencia del axioma de Riemann fue que la suma de los tres ángulos de un triángulo, en su geometría, era de más de 180º.

Realmente, aunque esta geometría parezca, a todo el mundo acostumbrado a la geometría de Euclides, extraña, es perfectamente razonable. La geometría de Riemann se observa más claramente si se considera la superficie de una esfera y restringimos nuestras figuras a esa esfera. Si se define una línea recta como la distancia más corta que hay entre dos puntos, eso podría ser el segmento de una gran circunferencia en la superficie esférica. En la superficie de la Tierra cualquier gran circunferencia nunca es infinita de longitud. Por dos puntos, cualesquiera se pueden tranzar multitud de líneas, no existen líneas paralelas, puesto que todas las grandes circunferencias tienen dos puntos de intersección entre ellas, y un triángulo construido con grandes circunferencias tiene los ángulos que suman más de 180º.

Riemann generalizó la geometría hasta el punto que, cuando variaban las medidas en el espacio, podía transformar unas medidas en otras, según reglas fijas. En aquel tiempo parecía un ejercicio maravilloso de pura matemática teórica, pero completamente separado de la realidad.

Medio siglo más tarde, Einstein pudo demostrar que la geometría de Riemann presentaba un dibujo más exacto del universo que la de Euclides.

lunes, 1 de diciembre de 2014

GUGLIELMO MARCONI

Nobel Física-1909


Marconi provenía de una familia acomodada y fue educado privadamente. Estudió física con conocidos profesores italianos, pero sin enrolarse formalmente en ninguna universidad.

En 1894 llegó a sus manos un artículo sobre ondas electromagnéticas descubiertas ocho años antes por Hertz y se le ocurrió que podrían utilizarse para señalizaciones. Hizo uso del método de Hertz de producción de ondas de radio y de un invento llamado cohesor para detectarlas. El cohesor consistía en un recipiente con virutas de metal poco apretadas entre sí, que ordinariamente conducían poca corriente, pero sí algo cuando eran incididas por ondas de radio. De esta manera las ondas de radio podían convertirse en una corriente eléctrica que era posible detectar fácilmente.

Gradualmente Marconi mejoró sus instrumentos conectando a tierra tanto el transmisor como el receptor y usando un hilo aislado a tierra que servía de antena o de parte aérea para facilitar tanto la emisión como la recepción. El uso de la antena fue anticipado por Popov.

Poco a poco envió señales a través de distancias cada vez más grandes. En 1895 envió una desde su casa a su jardín y más tarde a una milla. En 1896 fue a Inglaterra (su madre era irlandesa y él sabía hablar inglés) y envió una señal a nueve millas de distancia. En 1897, de nuevo en Italia, envió una señal desde tierra a un barco de guerra a doce millas, y en 1898 (de vuelta en Inglaterra) cubrió la distancia de dieciocho millas.


Por aquel entonces estaba empezando a comercializar su sistema. El anciano Kelvin le pagó para enviar un marconigrama al aún más anciano Stokes y esto fue el primer mensaje comercial transmitido sin hilos. Marconi usó también sus señales retransmitir las regatas de yates de Kingstown de aquel año.

En 1901 Marconi alcanzó el desenlace de su trabajo. Sus experimentos le había ya convencido de que las ondas hertzianas seguirían la curva de la tierra en lugar de radiar en línea recta como se esperaba que lo hicieran las ondas electromagnéticas. (La explicación llegó al año siguiente gracias a Kennelly y Heaviside cuando sugirieron que se podía demostrar que se trataba de una corriente, la demostración fue llevada a cabo por Appleton.) Por esta razón hizo preparativos de lo más elaborados para enviar una señal de radio desde el extremo sudoeste de Inglaterra a Terranova, usando globos para levantar sus antenas lo más alto posible.

El 12 de diciembre de 1901 consiguió su propósito y esta fecha puede ser considerada como la más importante para indicar la invención de la radio, aunque todavía era solo útil para enviar señales en morse. Se le dejó a Fessenden el que facilitara la transmisión de señales por ondas sonoras en forma de mensajes de radioondas. En 1904 una demostración de radiotransmisiones fue un gran acontecimiento en la Feria Mundial de San Luis.

En 1909 Marconi compartió el premio Nobel de física con Braun y en años posteriores se dedicó intensivamente a experimentar el uso de la onda corta de radio para señalizaciones. En 1929 el gobierno italiano le hizo noble con el título de marqués.



La radio empezó a ser usada como el medio principal de distracción pública hasta que una generación más tarde fue reemplazada ampliamente por la televisión. Las comunicaciones privadas, sin embargo, requirieron la reserva del hilo telefónico, particularmente después de la mejora introducida en todo el proceso por Pupin.

jueves, 20 de noviembre de 2014

JOSEPH LOUIS DE LAGRANGE


Lagrange era de ascendencia francesa, aunque nació y se crió en el reino italiano del Piamonte. Fue el más joven de once hermanos y el único que llegó a edad adulta. En el colegio se encontró con un ensayo de Halley sobre análisis matemáticos y al momento decidió dedicarse a las matemáticas. Con dieciocho años ya estaba dando clases de geometría en la Real Escuela de Artillería de Turín. En esa ciudad organizó un grupo de debate que en 1758 se hubo de convertir en la Academia de Ciencias de Turín.

La habilidad matemática de Lagrange fue reconocida por Euler, que por entonces era director de la Academia de Ciencias de Berlín, que Federico II de Prusia había fundado (monarca que anduvo por toda Europa en busca de talentos científicos). Lagrange había enviado a Euler un memorando del cálculo de variaciones sobre el cual el mismo Euler había ya trabajado. Tan impresionado quedó Euler con esta obra que permitió deliberadamente que se publicara antes que el suyo propio.

En 1766 Euler se trasladó a San Petersburgo (donde Catalina la Grande de Rusia también pujaba por talentos científicos –moda de la realeza durante la Era de la Razón-) y por recomendación de Euler y de D`Alembert, el joven Lagrange fue elegido director de la Academia de Ciencias de Berlín.

Lagrange aplicó su soltura matemática a una sistematización de la mecánica, que ya había comenzado con Galileo. Utilizando el análisis de variaciones, dedujo unas ecuaciones muy generales con las que se podían resolver todos los problemas de la mecánica. Reunió todos sus métodos en el libro que tituló Mecánica Analítica, publicado en París en 1788. Este libro era puramente algebraico o, utilizando el vocablo de Vieta, analítico, como su propio titulo dice. En él no había ni un solo diagrama de geometría.


En astronomía, Lagrange atacó el problema general que Newton solo dejó planteado. (Lagrange dijo en una ocasión que Newton era el hombre con la mayor suerte del mundo, ya que el sistema del Universo solo podía dilucidarse una vez y Newton lo había hecho, sin embargo en esto se mostró algo pesimista, ya que aún quedaba lugar para Einstein siglo y medio más tarde, e incluso el mismo Lagrange llegó a introducir algunos conocimientos más en la estructura del Universo.)

La ley de la gravitación universal de Newton trataba con dos cuerpos que estaban solos en el Universo, pero el sistema solar contiene muchos más. Se puede decir que la influencia del Sol es superior a las demás, pero los cuerpos menores ejercen influencias entre sí, llamadas <perturbaciones> y aunque menores no se debían ignorar.

Lagrange dedujo la manera de aplicar las matemáticas a los movimientos de sistemas que incluían y estaban influenciados por más de dos cuerpos, tales como el sistema Tierra-Luna-Sol y el de Júpiter con sus cuatro lunas. Por estos trabajos recibió premios en cinco ocasiones distintas de la Academia Francesa de Ciencias.

Lagrange dijo que las perturbaciones podían presentarse en dos facetas distintas: periódicas y singulares. Las alteraciones de tipo periódico hacen que la órbita de un planeta varíe primero en un sentido y luego en el opuesto conduciendo a que al final no haya variación alguna en la larga trayectoria. Las de tipo singular causaban desviaciones acumulativas en un solo sentido, por lo que la órbita acababa por descompensarse permanentemente. Lagrange atacó el problema de determinar si alguna de las perturbaciones observadas era realmente singular. En esta ingente tarea le ayudó un joven, contemporáneo, Laplace y entre los dos contestaron rotundamente que no existían las de tipo singular.

Después de la muerte de Federico II de Prusia, Lagrange se marchó a Paris en 1787, siendo acaparado por María Antonieta, y a pesar de todo entró en un periodo de profunda depresión que hizo bastante improductivas las últimas décadas de su vida. Lagrange quizá hubiera hecho mejor en alejarse cuando llegó la Revolución Francesa, dada su amistad con la familia real. Sin embargo, se quedó viviendo la época del terror de aquellos días sin sufrir daño alguno, parte por el respeto que se le tenía por sus descubrimientos y parte por su nacionalidad extranjera.

La revolución le dio la oportunidad de prestar un último servicio a la ciencia. Se le encargó, en 1793, dirigir una comisión que estudiara un nuevo sistema de pesos y medidas. De las deliberaciones de tal comisión apareció el sistema métrico, el más lógico de los sistemas de medidas que jamás se hubiera inventado. Hoy constituye el lenguaje universal de los científicos a pesar de que (para vergüenza propia) los Estados Unidos, Gran Bretaña y algunos países más de tradición anglosajona están todavía sujetos al ilógico sistema inglés de medidas, para usos corrientes.

Napoleón se complació en honrar a Lagrange en el atardecer de su vida, haciéndole conde.

lunes, 10 de noviembre de 2014

KARL FERDINAND BRAUN

Nobel Física-1909


Braun obtuvo su doctorado en la Universidad de Berlín en 1872 y en 1885 fue nombrado profesor de física experimental en la Universidad de Tubinga, mudándose en 1895 a la Universidad de Estrasburgo. En 1897 modificó el tubo de rayos catódicos de modo que el punto de luz fluorescente verde formado por la corriente de electrones acelerados variara de acuerdo con el campo electromagnético producido por la variación de una corriente. De esta manera fue inventado el oscilógrafo, por medio del cual se podían estudiar pequeñas variaciones en corrientes eléctricas al mismo tiempo que constituía el primer escalón, como más tarde pudo apreciarse, hacia la televisión.

Oscilógrafo de Braun

Ya en 1874 Braun notó que algunos cristales conducían la electricidad mucho más fácilmente en una dirección que en otra. Dichos cristales podían, por tanto, actuar de rectificadores, convirtiendo la corriente alterna, que duplicaba su propia dirección cambiando de sentido, en corriente continua. Estos cristales resultaron ser esenciales para los aparatos de radio de galena hasta que fueron reemplazados por el invento superior del triodo de De Forest. Sin embargo, los rectificadores de cristal encontraron otra vez su camino, a base de modificaciones sofisticadas en forma de sistemas sólidos inventados por Shockley y sus colaboradores medio siglo más tarde. 

Diodo rectificador de cristal de galena, basado en el descubrimiento de Braun

Las mejoras introducidas por Braun en la tecnología de la radio le dieron el premio Nobel de física en 1909, que compartió con Marconi.

Braun en la Universidad de Estrasburgo

Visitó los Estados Unidos durante la primera guerra mundial en relación con litigaciones de patentes. Cuando los Estados Unidos entraron en guerra, fue detenido en Nueva York como enemigo extranjero, muriéndose antes de que el final de la guerra le hiciera posible volver a casa.


sábado, 1 de noviembre de 2014

JOHANN KARL FRIEDRICH GAUSS

Johann Karl Friedrich Gauss

Gauss fue un niño prodigio en matemáticas y permaneció siendo prodigio toda su vida. Hay quien le considera uno de los tres grandes matemáticos de la historia, siendo los otros dos Arquímedes y Newton. Su inteligencia superdotada llamó la atención del duque de Brunswick, quien decidió costearle todos los estudios. En 1795 Gauss entró en la Universidad de Gotinga.

Antes de cumplir los veinte años hizo algunos descubrimientos importantes, entre los que se incluye el método de los cuadrados mínimos. Según este método, se puede trazar la ecuación de la curva que más se adapte a un número de observaciones y el error subjetivo  es llevado al mínimo. Por medio de un trabajo parecido y con poco más de veinte años, Gauss pudo calcular la órbita de Ceres, planetoide del que Piazzi llegó a localizar solo unas cuantas posiciones. Con ello se podía localizar dicho planetoide una vez perdido. (El planetoide numero 101 se llamó Gaussia en su honor).

Estando todavía en la Universidad halló un método para construir un polígono equilátero de 17 lados (un 17-gono) con la ayuda de regla y compás. Esta construcción no la pudo averiguar ninguno de los griegos de la antigüedad, Gauss fue más allá, demostró que solo ciertos polígonos equiláteros se podían construir con la única ayuda de regla y compás. (Estos dos instrumentos fueron los únicos que Platón creyó apropiados para la construcción de figuras geométricas). Un polígono de siete lados (heptágono) no se podía construir con dicho método, lo que constituye el primer caso en que se prueba la imposibilidad de construcción de una figura geométrica. A partir de aquí empezó a cobrar importancia la demostración de imposibilidades en matemáticas, que alcanzaría su culminación con Gödel casi siglo y medio más tarde.

Gauss hizo una labor importante en la Teoría de los Números, (rama de las matemáticas fundada por Fermat) y en las otras ramas de las matemáticas. También construyó una geometría no euclídea, basada en axiomas distintos a los de Euclides, pero se negó a publicarla. Lobachevski y Bolyai obstenta el honor de su descubrimiento al publicarla algo más tarde.

Disquisitiones arithmeticae, donde sienta las bases de la Teoría de Números

En 1799, Gauss demostró el teorema fundamental del álgebra, que dice que cada ecuación algebraica tiene una raíz de la forma a+bi, donde a y b son números reales, e i es la raíz cuadrada de -1. Los números expresados de la forma a+bi se llaman números complejos y Gauss demostró que se podían representar análogamente a los puntos de un plano. En 1801 demostró el teorema fundamental de la aritmética: todo número natural se puede representar como el producto de números primos de una y solamente una forma.

Fuera del dominio de las matemáticas puras, Gauss ganó gran fama por su labor sobre el planetoide Ceres. En 1806 murió el duque de Brunswick, su protector, luchando contra Napoleón y Gauss quedó sin ayuda material. Por influencia de Humboldt, gran admirador suyo y de la propia fama que Gauss obtuvo son el planetoide Ceres, fue nombrado director del Observatorio de Gotinga en 1807.

Durante su estancia en Gotinga, Gauss construyó un heliotropo, instrumento que reflejaba la luz solar a grandes distancias y con él los rayos de luz solar de podían emplear como líneas rectas que marcaran la superficie terrestre, pudiéndose obtener así determinaciones trigonométricas más precisas de la forma del planeta.



También estudió algo sobre el magnetismo terrestre e instituyo el primer observatorio que se habría de especializar únicamente en dicho campo. En 1832 estableció un sistema de medidas lógico para los fenómenos magnéticos. La unidad de flujo magnético se llamó eventualmente gauss. Además, apuntó que una vez establecidas algunas unidades fundamentales (como, por ejemplo, longitud, masa y tiempo) el resto de las unidades secundarias (como volumen, densidad, energía, potencia, etc.) podían expresarse en función de las unidades fundamentales.

En 1833 construyó un telégrafo eléctrico, como lo estaba haciendo Henry en los Estados Unidos de América. Su ágil mente nunca pareció dejar de funcionar, a la edad de 62 años aprendió la lengua rusa.

Se levantó una estatua en su honor en su ciudad natal, que descansa sobre un pedestal en forma de estrella de 17 puntas, en celebración de su descubrimiento de la construcción del polígono de 17 lados.



viernes, 29 de agosto de 2014

JOSE MARIA MARTIN SENOVILLA


Senovilla curso sus estudios universitarios en Salamanca, no muy lejos de su Ávila natal, y tal vez influenciado por la vorágine espacial de la década de los 60, nació al comienzo de la década, se decantó por la física y en particular por la teórica.

Obtuvo su licenciatura en ciencias físicas en 1982 y su doctorado en Física Teórica en 1986, ambos en la Universidad de Salamanca.

Realmente se puede ver la evolución de su carrera, tanto investigadora como docente, como modelo a seguir por futuras generaciones de científicos.

Becario en diversas instituciones hasta 1990 que accede como profesor titular de Física Teórica en la Universidad de Barcelona hasta 1999. Este año es nombrado catedrático de Física Teórica en la Universidad del País Vasco, puesto que sigue ocupando en el día de escribir estas líneas.

A nivel investigador mencionar que desde 1999 ha ido siendo Investigador Invitado en instituciones muy prestigiosas por medio mundo.

Su gran labor investigadora (en Relatividad General, Gravitación, Cosmología Teórica) se ha plasmado en la publicación de más de un centenar de artículos, destacando sus contribuciones, antes de cumplir los treinta años, a los fundamentos matemáticos de la Relatividad, que mereció un elogioso editorial por parte de Sir John Maddox en la revista Nature. También la denominada “Senovilla`s slowing time theory” y por supuesto su relación con el reciente descubrimiento de los primeros ejemplos de “capas dobles” gravitatorias.

Artículo en el Classical and Quantum Gravity

Fue miembro electo (primer representante español) del comité de la Sociedad Internacional de Relatividad General y Gravitación.

En la actualidad es miembro de multitud de instituciones y sociedades, destacando su pertenencia a:

.-Sociedad Internacional de Relatividad General y Gravitación.

.-Sociedad Española de Astronomía.

.-Real Sociedad Española de Física.

.-Real Sociedad Matemática Española.

.-Sociedad Española de Gravitación y Relatividad.


Destacar también más de una veintena de artículos de divulgación en periódicos y revistas no especializadas, así como multitud de conferencias.




Estaremos de acuerdo, o por lo menos es la idea del que os hace perder el tiempo con este blog, que no hay un mejor personaje para dar inicio a nuestro particular homenaje a Albert Einstein y al centenario (1915-2015) de la publicación de la Teoría de la Relatividad General.

Vamos a proceder a publicar, diariamente, las imágenes/diapositivas de una conferencia del Doctor Senovilla, pronunciada dentro de las actividades del SEGRE, Sociedad Española de Gravitación y Relatividad.

Cualquier imagen o texto sacado de esta publicación debe expresar claramente la autoría y procedencia del mismo.

Con la esperanza de que estas imágenes despierten vuestra imaginación y os animen a seguir con la labor científica y divulgativa. Así como con que el año 2015 sea un “Relativamente” buen año…


viernes, 1 de agosto de 2014

ALBERT ABRAHAM MICHELSON

Nobel Física-1907

ALBERT ABRAHAM MICHELSON

Michelson tenía dos años cuando sus padres le llevaron a los Estados Unidos. La familia se dirigió al Oeste, que estaba en el apogeo del oro, y se dedicaron más a negocios que a las minas de oro. A la edad correspondiente hizo una solicitud para entrar en la Academia Naval americana. Tuvo el apoyo del diputado por Nevada, quien señaló al presidente Grant la utilidad política de tal gesto que provenía de un negociante judío influyente del nuevo Oeste. En la Academia sobresalió en ciencia, pero en navegación estaba por debajo del término medio. Se graduó en 1873 y sirvió como instructor científico en la Academia en los últimos años de aquella década.

En 1878 Michelson empezó a trabajar en lo que iba a ser la pasión de su vida, la medida exacta de la velocidad de luz. Roemer fue el primero que la midió, dos siglos antes. Bradley, Foucault y Fizeau habían hecho su aportación, pero Michelson estaba resuelto a sobrepasarlos. Al usar el método de Foucault con algunas mejoras dio el primer informe sobre la velocidad.

Creyó que era necesario estudiar óptica antes de proseguir. Cruzó el Atlántico y estudió en Alemania y Francia. A su vuelta se retiró de la marina y se hizo profesor de física en la Case School de ciencia aplicada, en Cleveland. En 1882 estaba preparado para tratar de nuevo, el resultado fue una medida de la luz de 299.853 kilómetros por segundo, valor que permaneció como el mejor durante una generación. (Cuando se mejoró fue Michelson quien lo hizo.)

En 1881 Michelson construyó un interferómetro (con la ayuda financiera de A. G. Bell), dispositivo que tenía por objeto escindir un rayo de luz en dos enviarlas dos partes por distintos recorridos y hacer que regresaran juntos, experimento que Maxwell había sugerido seis años antes. Si recorrían diferentes distancias a la misma velocidad, o igual distancia a diferentes velocidades, las dos partes del rayo no estarían en fase y harían una interferencia el uno al otro, produciéndose bandas de luz y oscuridad. (Fueron estas franjas de interferencia las que descubrió Thomas Young cuando se encontraron dos rayos de luz y por ellas estableció su naturaleza ondulatoria.)

Modelo del interferómetro de Michelson
Esquema de Funcionamiento del Interferómetro

Michelson utilizó su interferómetro para estudiar las dos mitades de un rayo de luz que mandó en ángulo recto uno del otro. En aquel tiempo se creía que la luz, siendo ondulatoria, tenía que provenir de ondas de algo (como las olas del océano son de agua). A consecuencia de eso se creía que todo el espacio estaba lleno de un éter luminoso (es decir, transformador de la luz, y éter es el quinto elemento de Aristóteles y que se suponía que componía todos los objetos del exterior de la atmósfera de la Tierra).

Se creía que el éter no se movía, que era la Tierra la que lo recorría. La luz enviada en la dirección del movimiento de la Tierra debía, por tanto o así lo parecía, ir más rápida que la enviada en ángulo recto con ella. Los dos rayos de luz debían desfasarse y presentar franjas de interferencia. Al medir la anchura de las franjas sería posible determinar la velocidad exacta de la Tierra en relación con el éter. De este modo se sabría el movimiento absoluto de la Tierra y el de todos los cuerpos del Universo, de los cuales se conocía el movimiento relativo con la Tierra.

Sus primeros experimentos en 1881 efectuados en el laboratorio de Helmholtz en Berlín no dieron señales de franjas de interferencia, pero siguió intentándolo con grandes precauciones para evitar errores, hasta que en 1887 él y Morley lo hicieron de nuevo en tales condiciones que parecía que no podían fallar. Sin embargo, fallaron. No pudieron distinguir franjas de anchura apreciable y, por consiguiente, ninguna diferencia de velocidad de la luz (ni nadie pudo desde entonces). El experimento de Michelson-Morley, como se le conoce, es sin duda el fallo más famoso en la historia de la ciencia.

El experimento de Michelson-Morley: A - Fuente de luz monocromática B - Espejo semirreflectante C - Espejos D - Diferencia de camino.
El experimento hizo que fallasen todas las teorías que implicaban el éter (Mach dijo en seguida que el éter no existía) y hacía falta alguna explicación al no encontrar variación en la velocidad de la luz. FitzGerald apareció con la teoría más espectacular, que implicaba cambios ligeros en la longitud de los objetos a grandes velocidades, y que era lo suficiente para enmascarar la velocidad de la luz y hacer que pareciese constante. La culminación llegó en 1905 cuando Einstein enunció la teoría de la relatividad, que empezaba por suponer que la velocidad de la luz en el vacío era fundamental e invariablemente constante y que destruía la necesidad del éter al usar la teoría cuántica que Planck había enunciado en 1900. (Michelson nunca aceptó la teoría de la relatividad.)

No hay duda de que el experimento de Michelson-Morley fue el punto inicial de los aspectos teóricos de la segunda revolución científica.

En 1907 recompensaron a Michelson con el premio Nobel de física por sus estudios generales de óptica.
Sus estudios ópticos no se distinguen por sus resultados negativos solamente. Por su interferómetro le fue posible determinar la anchura de los objetos celestes por comparación de los rayos de luz de ambos extremos y por la naturaleza de las franjas de interferencia determinó a que distancia están sus puntos de origen. De este modo midió la amplitud angular de los grandes satélites de Júpiter. Que no fue más que un curioso ardid, porque esa amplitud puede medirse por examen directo. En 1920, con telescopios mejores, concentró sus esfuerzos en medir el diámetro de estrellas que no se podían medir por observación directa aun en nuestros días. Midió el diámetro de la estrella gigante Betelgeuse de esta forma, fue una originalidad astronómica que se publicó en la página primera del New York Times.

Entre tanto, había indicado el utilizar ondas luminosas para el patrón de longitud, en vez de la barra de iridio y platino que se conserva en París como metro prototipo internacional. Primero creyó que iría bien la línea amarilla del sodio, pero más tarde estudios posteriores le señalaron que había un modelo mejor, la luz roja radiada por el cadmio caliente. En 1893 midió el metro con relación a la longitud de onda del rojo-cadmio. (Se aceptó finalmente el utilizar ondas luminosas como modelo de longitud en 1960, aunque la radiada por el gas raro criptón, que era desconocido en 1893, había sido aceptada como el modelo, en lugar del rojo-cadmio.) En 1892 nombraron a Michelson director del Departamento de Física de la Universidad de Chicago, puesto que conservo hasta su retiro. De 1923 a 1927 fue presidente de la Academia Nacional de Ciencias.

En 1923 volvió Michelson al problema de la medida exacta de la velocidad de la luz. En las montañas de California midió un sendero de unos 35 kilómetros, entre dos picos, con una precisión de centímetros, utilizó un espejo especial giratorio de ocho lados que le había preparado su amigo Sperry, y en 1927 obtenía el valor de 299.798 kilómetros por segundo. Ensayó otra vez con un largo tubo en donde se había hecho el vacío, para poder medir la luz en su interior. La luz se reflejó y reflejó de nuevo hasta recorrer 16 kilómetros en ese vacío, pero Michelson estaba enfermo y no vivió lo suficiente para realizar las medidas finales. En 1933, después de su muerte, se anunció la cifra final que era de 299.774 kilómetros por segundo.

Documentos originales de Michelson sobre el experimento para realizar la medición de la velocidad de la luz

Una generación después de la muerte de Michelson se aceptó como valor de la velocidad de la luz 299.774 kilómetros por segundo, que está entre los dos valores obtenidos por Michelson en las dos series de experimentos.

Como ejemplos de experimentos que no implicaban la velocidad de la luz, Michelson observó microscópicamente el nivel del agua en un tubo de hierro. Los cambios ondulatorios en el nivel ascendían solamente a cuatro micras, pero fue suficiente para calcular la intensidad de la atracción del Sol y de la Luna sobre la Tierra, tan fácilmente como si se estudiasen las mareas en el océano. Se dio cuenta de que la tierra firme se levantaba y se hundía en respuesta al Sol y a la Luna, y que este cambio podía llegar a los treinta y cinco centímetros.

viernes, 11 de julio de 2014

EDWIN POWELL HUBBLE


Edwin Powell Hubble
En un principio Hubble estaba interesado por la carrera de derecho, y siendo alumno de Rhodes en Oxford obtuvo su título en dicho campo. Posteriormente sus intereses cambiaron y dirigió sus estudios hacia el campo de la astronomía, trabajando en el Observatorio de Yerkes desde 1914 a 1917. Después de una interrupción debida a la Primera Guerra Mundial, empezó a trabajar en el Observatorio de Monte Wilson, donde tenía a su disposición un telescopio de cien pulgadas.

Su interés se dirigió hacia el estudio de las manchas de niebla luminosas situadas en las nebulosas, algunas de las cuales habían sido observadas sistemáticamente por Messier un siglo y medio antes y que constituían todavía una de las tantas interrogantes del cielo. Durante este tiempo las dimensiones de nuestra galaxia (el gran grupo de estrellas entre las cuales está nuestro Sol) habían sido definidas correctamente por Shapley, pero todavía existía el problema de si había algo más que las nubes magallánicas, estudiadas por Leavitt, fuera de la galaxia.

Empezó a sospecharse que quizá las nebulosas pudieran responder a estas preguntas pendientes. Algunas de ellas eran indudablemente nubes de polvo y gas, iluminadas por estrellas que brillaban en su interior y eran indudablemente parte de nuestra galaxia. Sin embargo, la luminosidad de otras, como por ejemplo, la nebulosa de Andrómeda, no podía atribuirse al contenido de estrellas visibles. Si existían estrellas dentro de esta nebulosa tendría que ser un gran número de ellas, enormemente tenues, que produjeran un efecto semejante al de nuestra Vía Láctea. Puesto que la nebulosa de Andrómeda era más tenue que la Vía Láctea, debería estar mucho más lejos que ésta.

En la nebulosa de Andrómeda se habían localizado algunas novas, pero, hasta la época de Hubble, nunca se habían encontrado estrellas corrientes. En 1924 Hubble y su telescopio gigante (el mayor de aquella época) fueron finalmente capaces de aumentar la observación en detalle de la nebulosa hasta el punto de localizar estrellas dentro de ella. Hubble prosiguió demostrando que algunas estrellas eran en realidad variables cefeadas. Usando la ley del periodo y la luminosidad de Shapley y Leavitt, Hubble llegó a la conclusión de que la nebulosa de Andrómeda estaba situada a unos 800.000 años luz de la Tierra, ocho veces la distancia de la estrella más lejana de nuestra galaxia. (Veinte años después se halló que esta distancia era una estimación muy corta.) No cabía pues preguntarse si la nebulosa Andrómeda se encontraba más allá de nuestra propia galaxia.

Posteriormente se situaron otras nebulosas a distancias todavía mucho mayores. De esta manera Hubble fundó el estudio del universo más allá de nuestra galaxia y dio la primera indicación de la existencias de lo que él llamó <nebulosas extragalácticas> (cuerpos que ahora sabemos que existen innumerables de ellos). Posteriormente Shapley propuso la lógica sugerencia de que las nebulosas extragalácticas recibieran el nombre de galaxias, haciendo hincapié en el hecho de que nuestra propia galaxia (llamada algunas veces galaxia de la Vía Láctea) era una de tantas.

Esquema de clasificación de la forma de las Galaxias de Hubble
Hubble prosiguió sus trabajos dedicándose a clasificar las galaxias de acuerdo con su forma sugiriendo el camino posible de su evolución. El mayor resultado de sus investigaciones fue el análisis, en 1929, de las velocidades radiales de las galaxias, medidas anteriormente por Slipher. Hubble sugirió que la velocidad con la que las galaxias se alejaban de nosotros era directamente proporcional a la distancia que nos separaba de ellas. Este fenómeno se podía explicar mejor suponiendo que el universo se expansiona permanentemente, como ya había sugerido Sitter. Si esto ocurría, la distancia entre cada una de las galaxias aumentaba permanentemente y, por tanto, todas ellas se alejarían de un observador situado en cualquier galaxia utilizada como punto de observación. Se sugería también que, a gran distancia de nosotros, la velocidad de alejamiento alcanzaría la luz, de modo que ni la luz ni cualquier otra forma de comunicación podrían llegarnos de estas galaxias o de otras aún más lejanas. Esta distancia, llamada radio de Hubble, representaba el de aquella parte del universo que podemos llegar a conocer.

Incrementos del corrimiento hacia el rojo proporcionales a las distancia
Si la sugerencia de Hubble era correcta, la velocidad de alejamiento podría utilizarse para determinar la distancia de una nebulosa. A partir de esta distancia se podría determinar el verdadero tamaño de la galaxia. Cuando esto se hubo hecho resultó que todas las galaxias demostraron ser marcadamente menores que nuestra propia Vía Láctea. Posteriormente, en 1931, Hubble estudió las capas globulares de la galaxia Andrómeda (que ya no se la denominaba nebulosa), que se parecían a las de nuestra propia galaxia en cuanto que estaban distribuidas alrededor de su centro. Hubble encontró que las capas de la Andrómeda eran marcadamente menores que las de la nuestra.

El destino final del universo y la edad del universo pueden ser obtenidas midiendo la constante de Hubble actual y extrapolando con el valor observado del parámetro de deceleración, caracterizado de forma única por valores de parámetros de densidad (\omega). Un así llamado "universo cerrado" (\omega > 1) va hacia un final tipo Big Crunch y es considerablemente más joven que su edad de Hubble. Un "universo abierto" (\omega=1) se expande para siempre y tiene una edad que está cerca de su edad de Hubble. Para el universo acelerante en el que habitamos, la edad del universo está coincidentemente cercana a la edad de Hubble. (es.wikipedia.org)

Este tamaño tan poco corriente de nuestra galaxia resultó ser una ilusión, basada en un error de la curva periodo-luminosidad, que Baade corregiría una década más tarde.



Dando la vuelta al universo en expansión se llegaría a un punto en el que todas las galaxias estarían juntas, hace unos dos mil millones de años. Esta <edad> del universo resultaba ser muy corta según los geólogos. Esta discrepancia también fue corregida por Baade a favor de los geólogos.

Todos los esquemas cosmológicos debían recoger esta expansión del universo. La explicación más simple es que el universo se expande porque en alguna época del lejano pasado hizo explosión, teoría del Gran Estallido (Big Ban), apoyada por Lemaître y Gamow.

Edwin Powell Hubble
El trabajo de Hubble sobre el alejamiento de las galaxias fue llevado adelante por Humason.

A finales del siglo XX se lanzó al espacio y se puso en orbita un gran telescopio, este recibió el nombre Hubble.

Telescopio orbital Hubble de la NASA

viernes, 4 de julio de 2014

MARTIN LOPEZ CORREDOIRA

Martín López Corredoira
Corría el año 1970, cuando vino al mundo este gallego, en el comienzo de una década de profundos cambios en la sociedad española. A nivel astronómico, o más bien espacial, hacía un año y medio que el hombre había pisado la Luna.

Vivió de lleno el avance de la computación y la informática. Hay que mencionar que a mediados de los ochenta era muy raro que algún alumno dispusiera de ordenador y en caso de tenerlo estos eran muy, pero que muy básicos. Hacia 1988, por ejemplo, en la Universidad Autónoma de Madrid, Facultad de Ciencias, había sobre media docena de ordenadores a disposición del alumnado con impresoras matriciales (había un ploter), y solamente uno era algo más potente y tenía disco duro, la utilidad fundamental, en aquella época, era para sacar las gráficas de las prácticas de laboratorio (Lotus 1 2 3) y trastear algo con programación (se utilizaba el MS-dos).

En aquellos años, exactamente en 1993, fue cuando Martín se licenció en Ciencias Físicas en la Universidad Complutense de Madrid (una de las pocas universidades españolas, en aquellos años, en las que se estudiaba astrofísica) y posteriormente obtuvo el doctorado, en 1997, en la Universidad de la Laguna, Tenerife.

A nivel profesional, ha trabajado como investigador astrofísico en diversas áreas, centrándose en la estructura, morfología y dinámica de la Vía Láctea y de otras galaxias y en tests observacionales de las distintas cosmologías.

Sus diversos trabajos han discurrido en centros como el LAEFF-INTA, el Instituto Astrofísico de Canarias, el Instituto Astronómico de Basilea.


Ha publicado multitud de artículos en revistas científicas acreditadas y participado en un buen número de congresos sobre astronomía, física y filosofía.

En el año 2003  se doctoró en filosofía por la Universidad de Sevilla, siendo muy fructífera su creación literaria en esta área. Resaltando sus análisis sobre la ciencia, o la investigación científica en nuestros días, la especialización, etc.

He aquí uno de sus últimos títulos publicados:


Resaltar sus propias palabras, como pensamiento que el creador de este blog suscribe completamente:

Mi carrera profesional no se culminará con ningún descubrimiento, pues aparte de ser mi profesión es también mi vocación.




http://www.iac.es/galeria/martinlc/

viernes, 13 de junio de 2014

JOSEPH JOHN THOMSON

Nobel Física-1906

Joseph John Thomson

Thomson entró en la escuela de Manchester a los catorce años para empezar ingeniería pero se interesó en la física. En 1876 entró en Cambridge con una beca y allí permaneció durante el resto de su vida. Terminó su carrera como segundo en matemáticas y en 1884, a los veintisiete años, sucedió a Rayleigh cuando este se retiró como profesor de física. Dirigió el laboratorio Cavendish y debido en gran parte a su dirección e inspirada enseñanza es por lo que Inglaterra mantuvo su predominio en el campo de la física subatómica durante los primeros treinta años del siglo veinte.

Thomson se interesó inicialmente en la teoría de radiaciones electromagnéticas de Maxwell, que lo condujeron a los rayos catódicos, que era una nueva forma de radiación y que no tenía carácter electromagnético. Crookes y otros científicos habían presentado pruebas de que los rayos catódicos consistían en partículas cargadas negativamente, al señalar la desviación de los rayos por un campo magnético. La demostración permanecía incompleta porque nadie había podido demostrar que a los rayos los afectase un campo eléctrico, cosa que tendría que ocurrir si fuesen partículas cargadas. Thomson utilizó  tubos en los que había hecho un vacío lo más perfecto posible y pudo demostrar en 1897 la desviación de los rayos catódicos por un campo eléctrico. Desde entonces se aceptaron los rayos catódicos como partículas cargadas negativamente.

Además Thomson midió la relación que existía entre la carga y la masa de las partículas de los rayos catódicos. Resultaba que si la carga era igual a la mínima de los iones, según las leyes electroquímicas explicadas por Faraday, entonces la masa de las partículas de los rayos catódicos era solo una pequeña fracción de la del átomo de hidrógeno. Ahora se sabe que es de 1:1837. por tanto, las partículas de los rayos catódicos eran mucho mas pequeñas que los átomos. Thomson había descubierto el campo de las partículas subatómicas.

Estas partículas se aceptaron como unidades de la corriente eléctrica. El nombre que había dado Stoney para la unidad hipotética de electricidad era electrón, y Lorentz la aplicó a las partículas. Puesto que fue Thomson el que realizó la prueba final de la existencia de tales partículas en los rayos catódicos y que fue el primero que demostró su tamaño subatómico, es al que se le considera descubridor del electrón.

Thomson contemplaba al electrón como al componente universal de la materia y fue uno de los primeros en indicar una teoría para la estructura interna del átomo. Creía que el átomo era como una esfera de electricidad positiva y que los electrones cargados negativamente estaban encajados en ella, en cantidad suficiente para neutralizar la carga positiva. Esta teoría, buena para empezar, se reemplazó en seguida por una más útil que enunció Rutherford, alumno de Thomson.

En 1906 recompensaron a Thomson con el premio Nobel de física por su trabajo sobre el electrón y en 1908 le hicieron caballero. (Posteriormente, nada menos que siete de sus alumnos iban a alcanzar la gloria recibiendo el premio Nobel.)


Después de 1906 se interesó Thomson en los rayos canales que había descubierto Goldstein. Estos eran un flujo de iones cargados positivamente, así que les dio el nombre de rayos positivos. Los desvió con campos magnéticos y eléctricos, de tal modo que hacía que iones de distintas proporciones entre carga y masa, imprimiesen diferentes porciones de una placa fotográfica. Encontró de esta manera, en 1912, que los iones del gas neón caían sobre puntos distintos, como si fuesen una mezcla de dos tipos, diferenciándose en carga, masa o en ambas cosas. Soddy había ya sugerido la existencia de isótopos, es decir, de variaciones de átomos de un elemento que se diferenciaban por su masa. Aquí Thomson tenía la primera indicación de que los elementos ordinarios podrían existir como isótopos. Aston, discípulo de Thomson, iba a proseguir en esta investigación y demostrar el hecho.

Thomson murió la víspera de la batalla de Inglaterra, cuando la suerte inglesa parecía peor que en cualquier otra época de la historia. Le enterraron en la abadía de Westminster, cerca de los restos de Newton.



viernes, 6 de junio de 2014

ERNEST SOLVAY

Ernest Solvay

De niño Solvay tuvo una salud muy débil y por tanto su educación fue incompleta. Su padre se dedicaba al refino de sal. Rodeado de una atmósfera de química industrial, Solvay leyó ávidamente todo lo que caía en sus manos y experimento con gran deleite en química y electricidad.

Un tío suyo dirigía una fábrica de gas y le llamó para que le ayudara. Consiguió varios métodos para purificar el gas que tuvieron mucho éxito. En el proceso observó que el agua que utilizaba para lavar el gas absorbía amoniaco y anhídrido carbónico y se propuso concentrar este amoniaco para un posible uso posterior de cierta utilidad.

Por calentamiento suave extrajo el amoniaco y lo disolvió en una pequeña cantidad de agua fresca. En algún momento y por alguna razón desconocida decidió utilizar una solución salina, en vez de agua, que con el amoniaco y el anhídrido carbónico formó un precipitado que resultó ser bicarbonato sódico.

En seguida comprendió la importancia de esta reacción. El bicarbonato sódico se obtenía regularmente del cloruro sódico, pero el proceso requería temperaturas muy altas y, por consiguiente, mucho gasto de combustible. El nuevo proceso de Solvay necesitaba mucho menos calor y, por lo tanto, menos combustible, su coste era mucho más bajo.

Solvay sacó la primera patente en 1861 y en 1863 fundó una compañía para la fabricación de bicarbonato sódico que después de los tres primeros años, muy duros, acabó siendo un éxito.

La riqueza que su inventiva química le proporcionó le permitió pasar a ser un filántropo, fundando escuelas para que otros pudiesen recibir la educación que a él le había faltado.

Inventó un sistema económico que implicaba la supresión del dinero sustituyéndolo por un complejo sistema de créditos. Una generación más tarde, durante <la gran depresión>, ese sistema adquirió una cierta popularidad bajo el nombre de tecnocracia. Sin embargo, nunca hubo peligro de que se adoptara.

Solvay permaneció en Bélgica durante toda la Primera Guerra Mundial y organizó un comité que obtenía y distribuía alimentos.

A pesar de su frágil niñez vivió hasta bien entrados los ochenta años y pudo ver a Bélgica liberada de los invasores.

Importantes, celebres e imprescindibles fueron los Congresos Solvay. Estos congresos, también conocidos como “Las Conferencias Solvay”, fueron, y siguen siendo con matices en la actualidad, una serie de reuniones llevadas a cabo en Bruselas gracias al mecenazgo de Solvay. Estas reuniones, conferencias científicas, se han ido llevando a cabo desde 1911, con  la presencia y participación de los más grandes científicos de la época, permitiendo importantes avances en muchas áreas, fundamentalmente en mecánica cuántica.
El primer congreso se celebró en 1911 con la participación de personajes como: Nernst, Sommerfeld, Planck, Lorentz, de Broglie, Marie Curie, Poincaré, Rutherford y varios más, incluso estuvo presente un joven Albert Einstein.

Asistentes al primer congreso Solvay (1911)

1.-Walther Nernst 2.-Robert Goldschmidt 3.-Max Planck 4.-Marcel Brillouin 5.-Heinrich Rubens 6.-Ernest Solvay 7.-Arnold Sommerfeld 8.-Hendrik Antoon Lorentz 9.-Frederick Lindemann 10.-Maurice de Broglie 11.-Martin Knudsen 12.-Emil Warburg 13.-Jean Perrin 14.-Friedrich Hasenöhrl 15.-Georges Hostelet 16.-Edouard Herzen 17.-James Hopwood Jeans 18.-Wilhelm Wien 19.-Ernest Rutherford 20.-Marie Curie 21.-Henri Poincaré 22.-Heike Kamerlingh Onnes 23.-Albert Einstein 24.-Paul Langevin

En 1921 se celebro el tercer congreso, y dada la cercanía del final de la Primera Guerra Mundial no fue invitado ningún científico alemán. Estas ausencias llevaron consigo una reducción drástica en la calidad de las conferencias, no por demérito de los ponentes, si no sencillamente por que era en las universidades alemanas donde realmente existía un progreso evidente en física moderna (cuántica y relatividad), evidentemente con las salvedades de grandes hombres y mujeres, no alemanes, por todos conocidos.

En 1927, en Bruselas, se celebró el Quinto Congreso Solvay, fue en su momento y lo sigue siendo en la actualidad el más famoso. Su foto de “presentes” es considerada la fotografía más importante y famosa de la historia de la ciencia. A ello se le puede unir las imágenes de, “video”, cine grabadas por el propio Langmuir. El tema de discusión del congreso fue <Electrones y Fotones>. Los físicos más importantes del momento, y de siempre se podría decir, dieron los pasos decisivos para que la nueva <teoría cuántica> recientemente formulada avanzara, abandonando gran parte de las ideas fundamentales hasta esos momentos acumuladas a lo largo de la historia. Son famosas las historias y anécdotas de este congreso, entre las más conocidas esta el comentario de Einstein a Bohr sobre el <Principio de Incertidumbre de Heisenberg> de: “Realmente cree usted que Dios juega a los dados” a lo que Bohr le contestó: “Deje de decirle a Dios lo que tiene que hacer con sus dados”. Los participantes en este quinto congreso fueron: Debye, Langmuir, Knudsen, Piccard, Planck, Bragg, Henriot, Ehrenfest, Marie Curie, Kramers, Herzen, Lorente, Donder, Dirac, Einstein, Schrödinger, Compton, Verschaffelt, Langevin, de Broglie, Guye, Pauli, Heisenberg, Born, Rees Wilson, Fowler, Brillouin, Bohr y Richardson. Se puede considerar que estaban presentes la gran mayoría de los integrantes de la llamada “Generación de oro” de la ciencia, la gran mayoría de ellos eran “Premios Nobel” o lo serían en un futuro.

Asistentes al Quinto Congreso Solvay (1927)

1.-Peter Debye 2.-Irving Langmuir 3.-Martin Knudsen 4.-Auguste Piccard 5.-Max Planck 6.-William Lawrence Bragg 7.-Émile Henriot 8.-Paul Ehrenfest 9.-Marie Curie 10.-Hendrik Anthony Kramers 11.-Édouard Herzen 12.-Hendrik Antoon Lorentz 13.-Théophile de Donder 14.-Paul Adrien Maurice Dirac 15.-Albert Einstein 16.-Erwin Schrödinger 17.-Arthur Holly Compton 18.-Jules-Émile Verschaffelt 19.-Paul Langevin 20.-Louis-Victor de Broglie 21.-Charles-Eugène Guye 22.-Wolfgang Pauli 23.-Werner Heisenberg 24.-Max Born 25.-Charles Thomson Rees Wilson 26.-Ralph Howard Fowler 27.-Léon Brillouin 28.-Niels Bohr 29.-Owen Willans Richardson

Montaje en vídeo realizado a partir de las filmaciones realizadas por Irving Langmuir durante el Congreso de 1927

Se considera que el mecenazgo de Solvay fue una de las grandes aportaciones al desarrollo de la física, de la ciencia, de la humanidad.



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Hola amigos, soy Quintín, como uno de los titulares del presente blog me permito la licencia de contaros aquí una historia. Es una de esas “ideas peregrinas” que todos los amantes de la ciencia, de vez en cuando, tenemos. Un Libro. Una novela de ficción con todo el respeto posible hacia la veracidad científica. Me atrevo a escribiros el comienzo y la trama general:

“Aunque habían pasado el día discutiendo, allí estaban los tres, sentados en una mesa del café “La Belle Vie”. Estaban en Bruselas, participaban en el Quinto Congreso Solvay, corría el año de 1927, y disfrutaban de un café y de la conversación entre ellos. Esta había ido discurriendo por diversos temas y se encontraban comentando la evolución política que estaba sufriendo Europa. Niels argumentaba que le parecía que el espíritu nacional por el que estaba atravesando Alemania iba cogiendo unos tintes excesivos. En cambio tanto Albert como Max no creía que la cosa fuera a mayores, realmente creían que se habría aprendido algo de la Gran Guerra. Estos tres amigos eran: Niels Bohr, Albert Einstein y Max Born.

Habían pasado tres años, 1930, y en la misma mesa, del mismo café, de la misma ciudad, con la salvedad de que estaban asistiendo al sexto Congreso Solvay y el terceto, en esta ocasión, lo completaba Enrico Fermi. Albert le reconocía a Niels que había acertado con su preocupación tres años atrás, que la situación para los de origen judío empezaba a ser preocupante, Enrico asentía y añadía que en Italia las cosas no estaban mucho mejor. Niels comentaba que el por su parte hacía lo que podía para ayudar, eran muchos los científicos, de renombre o sin él, que le pedían ayuda pero tenía que reconocer que sus medios en Copenhague eran limitados y que para muchos de ellos lo único que les podía ofrecer era una parada provisional de camino a Inglaterra. La relación con Ernest Rutherford era muy buena y entre ambos hacían lo posible para ayudar a los necesitados.

Curiosamente la historia se volvía a repetir, aunque volvían a variar los protagonistas. Era 1933 (Séptimo Congreso Solvay) y en aquella mesa de “La Belle Vie” estaban en esta ocasión Ernest Rutherford, Enrico Fermi, Niels Bohr y se les había unido Lise Meitner, que, después de varios días en Bruselas, la embajada alemana había considerado que no merecía una atención especial. Todo lo contrario que Albert Einstein, que aunque ya hacía años que había fijado su residencia en Estados Unidos, los “espías” alemanes no le dejaban ni a sol ni a sombra. La situación había cambiado enormemente en los últimos tres años, los peores augurios se estaban cumpliendo y el nazismo campaba a sus anchas con cada vez más adeptos. Los cuatro estaban de acuerdo que aunque la labor que habían estado haciendo tanto Niels, en y desde Copenhague, como Ernest, desde Cambridge, había tenido unos frutos muy buenos, había llegado el momento de dar un paso más. Intentar que la información que les llegara a las autoridades alemanas sobre los últimos avances científicos en Europa en general, y en Dinamarca  e Inglaterra en particular, fueran lo más inocuos posibles para la maquinaria de guerra que se estaba preparando por parte del Reich. Lise Meitner planteaba la posibilidad de que una ayudante suya, y de Otto Hahn, hiciera la labores de desinformación tanto para Hahn, que consideraban que no tenía que ser consciente de la situación, como para las autoridades alemanas. Meses atrás, a Lise, en una conversación con Max Planck, éste le dijo que cualquier acción en contra de en lo que se estaba transformando Alemania estaría acertada y justificada, así mismo le confió en que lo mejor para todos sería que el se mantuviera al margen de cualquier acción y de cualquier información sobre ella. Lise en sus encuentros con Max Born habían tratado el asunto y este estaba convencido de  que antes de que la persona designada para la labor de <espia> acabara en Copenhague con Niels  o en Cambridge con Ernest, pasara unos meses en Leizpig y en Gotinga, él se encargaría de que ello fuera posible.

La historia de Claudia Müller era la de una bella chica alemana que, hacía unos años, había sido ultrajada por un grupo de jóvenes nacionalsocialistas, ebrios, en las fiestas veraniegas de Munich. A alguno de ellos lo conocía de su época estudiantil, y días más tarde escuchó a su hermano pequeño que unos conocidos presumían de haberse aprovechado de una chica de fuera de la ciudad y que no había brindado por el Furher. Ella no dijo nada, se volvió a Berlín y tras un tiempo trabajando con Lise se confió a esta, contándoselo todo y con el sentimiento de repugnancia a todo lo relacionado con el Reich.
…”

La mayoría de los que leéis el Blog, me conocéis y sabéis que no soy capaz de conseguir escribir un libro entero. Os he descrito lo que puede ser el comienzo de la historia y su continuación puede llevar una descripción de la física de los años treinta, los avances,  así como los posibles engaños que la teoría cuántica o la física de partículas podría permitirse para que la información pasada por “Claudia” pareciera verosímil y consiguiera que el programa nuclear alemán se retrasara y no llegara a buen puerto.
Animo a cualquiera que quiera utilizar esta idea, que lo haga, lo único que rogaría es que me fuera manteniendo informado.

lunes, 21 de abril de 2014

PHILIPP EDUARD ANTON VON LENARD

Nobel Física-1905

Von Lenard hacia 1900
Lenard fue discípulo de Bunsen y Helmholtz, obtuvo su doctorado en la Universidad de Heidelberg en 1886. Después de ocupar varios puestos académicos volvió a Heidelberg como profesor de física teórica, cátedra que ocupó hasta su retiro en 1931.

Cuando era muy joven, Lenard leyó un artículo de Crookes y se interesó en los rayos catódicos, radiación emitida por el electrodo negativo en el vacío bajo la influencia de un alto potencial eléctrico. Hertz había descubierto que los rayos catódicos podían atravesar chapas delgadas de metal, y Lenard, que era entonces su ayudante, inventó en 1892 un tubo de rayos catódicos por el cual podían salir los rayos al exterior (que se llamaron por algún tiempo rayos Lenard). Estudió con todo cuidado las propiedades de estos rayos, midió como los absorbían ciertas sustancias y como ionizaban el aire, haciéndolo conductor de la electricidad. Por esta investigación recibió el premio Nobel de física en 1905.

Tubo de rayos catódicos diseñado por Lenard

En 1902 empezó a estudiar el efecto fotoeléctrico, que databa de Hertz, que fue el primero que lo observó. Lenard señaló que los efectos eléctricos producidos por la luz al caer sobre ciertos metales eran debidos a que éstos emitían electrones. Esta emisión producida por el efecto fotoeléctrico es lo que persuadió a los científicos, más que ninguna otra razón, de que la estructura atómica contenía electrones y, puesto que todas las sustancias que señalaban el efecto desprendían electrones idénticos, parecía que los átomos diferentes debían de tener estructuras internas muy similares.

También señaló que solo ciertas longitudes de onda podían producir esta emisión. Para una longitud de onda particular se emitían los electrones con energías fijas. Al aumentar la intensidad de la luz, aumentaría el número de electrones emitidos, pero no su energía individual.

Réplica de un Tubo de Lenard

Fue el primero en suponer que el átomo estaba vacío en su mayor parte, suposición que iba a consolidar definitivamente unos años más tarde Rutherford. Lenard creía que los electrones y las partículas análogas con carga positiva estaban distribuidas igualmente en el átomo, no previó el átomo nuclear que Rutherford haría famoso.

Einstein explicaría en 1905 el efecto fotoeléctrico de un modo magistral y concluyente por la aplicación de la teoría cuántica de Planck.

Ya retirado y viejo, Lenard apoyó sinceramente a la filosofía nazi, uno de los pocos científicos importantes que lo hizo. Denunció, en términos hitlerianos, a la <ciencia judía>, olvidando su deuda con Heinrich Hertz, por ejemplo, que era judío. También denunció a Einstein y la teoría de la relatividad, cosa que solo pudo tener su origen en sentimientos raciales.

En esto presentó un gran contraste con Planck, que era todavía mayor que él y un antinazi firme. Los dos vivieron para ver la derrota de Hitler y del nazismo.


domingo, 13 de abril de 2014

PIERRE SIMON LAPLACE

Pierre Simon Laplace

Laplace descendía de una familia pobre, pero unos vecinos acomodados ayudaron a este joven prometedor a que recibiera una educación apropiada.

Con 18 años  le enviaron a París con una carta para D`Alembert, quien se negó a recibirlo. Laplace le envió un ensayo de mecánica tan bueno que D`Alembert se ofreció en seguida a protegerle proporcionándole una cátedra de matemáticas.

Al principio de su carrera, Laplace colaboró con Lavoisier en la determinación de calores específicos de numerosas sustancias. Entre los dos demostraron en 1780 que la cantidad de calor que se requería para descomponer una sustancia es igual a la que se desprende al formar dicha sustancia a partir de sus elementos. Esto puede considerarse como el comienzo de la termodinámica como un exponente (que continúa el trabajo de Black sobre el calor latente) hacia la doctrina de la conservación de la energía, que tendría que madurar 60 años más tarde. Sin embargo, Laplace inclinó sus esfuerzos hacia el estudio de las perturbaciones de los cuerpos del sistema solar y a la cuestión de la estabilidad general de dicho sistema, problema que ya había atacado Lagrange.

En 1787 Laplace pudo demostrar que la Luna se estaba acelerando más de que antes pudo observar. Atribuyó esta aceleración a que la excentricidad de la órbita terrestre iba cada vez a menos a causa de la influencia gravitatoria de otros planetas. Esto daba como resultado el que la atracción gravitatoria de la Tierra sobre la Luna variara ligeramente, cosa que no admitía antes y que además causaba el ligerísimo aumento en la aceleración de la Luna. También estudió ciertas anomalías del movimiento de Júpiter y Saturno y apoyándose en algún trabajo de Lagrange dedujo que podían ser causadas por la atracción gravitatoria mutua de ambos planetas.

Lagrange y Laplace, trabajando por separado, aunque en cooperación, llegaron a generalizar algunos hechos y demostrar, por ejemplo, que la excentricidad total de la órbitas de los planetas del sistema solar permanecía constante, suponiendo que giraran alrededor del Sol en el mismo sentido (que es en realidad como giran). Es decir, si la órbita de un planeta aumenta en excentricidad, la de los demás la tenderían a disminuir para mantener el equilibrio. La misma relación de constancia se mantiene para la inclinación de la órbita de cualquier planeta respecto al plano de la eclíptica. La suma total de todas las inclinaciones o de todas las excentricidades de los planetas del sistema solar es tan pequeña que ningún planeta cambiaría mucho sus características orbitales aun si tal suma se acumulara en solo dicho planeta.

Esto demostró que mientras que el sistema solar permaneciera aislado, mientras el Sol no cambiara drásticamente su naturaleza, dicho sistema permanecería tal como está ahora por un periodo indefinido en el futuro.

De este modo Laplace redondeó la labor astronómica de Newton concerniente a los planetas y ello ha originado el que a veces se le llame el Newton francés.

Tratado de la Mecánica Celeste

Laplace recopiló la teoría gravitatoria en su monumental obra de cinco volúmenes llamada Mecánica Celeste que apareció en el intervalo entre 1799 y 1825. Su trabajo no se interrumpió apenas por los cambios políticos que perturbaron al país, incluidos el ascenso y caída de Napoleón, a pesar de que a veces intervino en política. Le protegió su prestigio personal, ayudado por su (no demasiado respetable) habilidad para cambiar de actitud política según las circunstancias.

De este modo, Napoleón le hizo ministro de gobernación y más tarde senador. Además, cuando Luis XVIII subió al trono después de la caída de Napoleón, Laplace no sufrió las consecuencias lógicas por haber sido ayudante de Napoleón, como las sufrieron Haüy y Chaptal y en cambio se le dio el título de marqués. Tuvo otros honores propios como el de ser elegido miembro de la Academia de Ciencias en 1785, aunque esto fuera más propio, lógico y natural. En 1816 fue elegido por una sociedad literaria mucho más exclusiva y de altura, como era la Academia Francesa, y en 1817 le hicieron director de la misma.

Su obra Mecánica Celeste es famosa por la costumbre generalizada a lo largo de ella de decir que de la ecuación A “se pasa fácilmente” a la ecuación B, y a veces los estudiantes se pasan horas e incluso días en aclarar y comprender los pasos intermedios que se omiten y se dan como triviales.

Se dice que Napoleón, hojeando su libro, le dijo a Laplace que no hacía alusión alguna a Dios a lo largo de él, a lo que Laplace respondió: <No tuve necesidad de tal hipótesis>.

De matemáticas puras, Laplace escribió un tratado sobre la teoría de probabilidades entre los años 1812-1820 que dio a esta rama de las matemáticas su forma moderna.
Teoría Analítica de Las Probabilidades

Aunque sea raro, Laplace es más conocido por las divagaciones que publicó como notas en las últimas ediciones de un libro divulgativo que escribió sobre astronomía sin intervención de matemáticas, notas a las que él mismo no dio excesiva importancia. Como todos los planetas giran alrededor del Sol en el mismo sentido y prácticamente sus órbitas están contenidas en el mismo plano, Laplace sugirió que el Sol se originó como una gigantesca nebulosa o nube de gas en rotación. A medida que el gas se fue contrayendo, el movimiento de rotación se aceleró y un anillo exterior de gas quedó fuera del núcleo central (por la fuerza centrífuga). Este anillo de gas se condensaría más tarde para formar los planetas exteriores y con posteriores contracciones se formaron el resto de planetas de la misma forma, y se mantuvieron girando en el mismo sentido que la nebulosa original. El núcleo de la nube se condensaría finalmente dando lugar al Sol.
Exposición del Sistema del Mundo, donde Laplace planteó su hipótesis del origen nebular del sistema solar

Esta hipótesis nebular captó la imaginación de los astrónomos de la época y se mantuvo como la más aceptada del origen del sistema solar a lo largo de todo el siglo XIX. Después de estar eclipsada durante las primeras décadas del siglo XX, volvió a la popularidad con más fuerza desde mediados de siglo con la modificada versión de Weiszäcker.

Interpretación artística del origen nebular del sistema solar


Aunque posiblemente ignorado por Laplace, Kant hizo una hipótesis parecida a la suya, aunque menos elaborada, unos cuarenta años antes.