RICHARD ANTHONY PROCTOR

 

En Cambridge, la idea de Proctor era estudiar leyes, pero en1863 cambió hacia la astronomía y matemáticas. Su primordial interés fue Marte, estudio su aspecto e hizo un compendio de sus observaciones, en 1867, en un mapa en el cual colocó continentes, mares, bahías y estrechos, como antaño había hecho Riccioli con la Luna. Como Beer, de una generación anterior, no vio ninguno de los canales que Schiaparelli iba a descubrir muy pronto. En 1873 Proctor fue el primero que sugirió la idea de que los cráteres de la Luna provenían de impactos de meteoros. Hasta entonces se creía firmemente que los cráteres eran de naturaleza volcánica, que eran debido a las acciones volcánicas en el satélite. Pero desde la época de Proctor la teoría que predomino fue la de los impactos de meteoros.

Después de eso se dedicó a popularizar la astronomía, impartiendo conferencias por los más diversos lugares. Estas le llevaron incluso a los Estados Unidos y Canadá.

En 1881 se estableció en los Estados Unidos, donde permaneció el resto de su vida.

GIOVANNI VIRGINIO SCHIAPARELLI

Después de graduarse en la Universidad de Turín en 1854, Schiaparelli recibió clases de Encke en Alemania y de Struve en Rusia. Al regresar a Italia se unió al personal del Observatorio de Brera, en Milán, en donde llego a ser director en 1860. Tuvo este puesto hasta su retiro en 1900.

         El interés primordial de Schiaparelli fue el sistema solar. En la década de 1860 a 1870, investigó sobre los cometas y con John C. Adams demostraron su afinidad con los enjambres meteóricos.

         Esto fue bastante espectacular, pero en los diez años que siguieron empezó algo sin darse cuenta, que a nivel del público en general, sorprendentemente, aún hoy no ha perdido el interés. En 1877, Marte y la Tierra alcanzaban los puntos de sus órbitas más próximos. En esta <posición tan favorable> que tiene lugar, poco más o menos, cada treinta años, la distancia entre los dos planetas es de, solo, 50 millones de kilómetros.

         Por tanto, en 1877 los telescopios giraban hacia Marte en un intento de mejorar el mapa de su superficie, el vigente era el de Proctor.

         Schiaparelli estudió el planeta rojo atentamente, hizo medidas delicadas con un micrómetro y con cuidado hizo el mapa de lo que había observado. En estas condiciones fue cuando Asaph Hall descubrió las dos pequeñas lunas de Marte, pero Schiaparelli hizo algo mejor. Continuó sus estudios y observaciones y en 1881 estaba seguro de que los rasgos que observaba incluían líneas rectas que se juntaban, formando un complicado diseño.

         A estas líneas les dio el nombre de canali, que quiere decir canales naturales (channels), pero la palabra italiana se tradujo mal al inglés, se tradujo por canals (canales artificiales). Eso combinado con la sospechosa rectitud que mostraban, realmente se tomo como estructuras artificiales, cosa que, entre el gran público, produjo a la vez temor y gran entusiasmo.

         La mayor parte de los astrónomos no veían los canales, o lo que veían no lo interpretaban como tales, pero Schiaparelli no cedió. (También observó líneas, o eso intuyó, en Mercurio, pero no eran líneas finas, rectas, y no causaron sensación, por ellas pudo señalar que Mercurio siempre presenta la misma cara hacia el Sol.)

         Especulaciones en relación a la posibilidad de una vida inteligente en Marte surgieron en la prensa popular. Aún, ciertos astrónomos sintieron la pujanza de esa espectacular posibilidad. Entre estos estaba Flammarion, y el más <marciano> de todos ellos, Percival Lowell, que llevó la cuestión mucho más allá que Schiaparelli.

         Después de retirarse, Schiaparelli se alejó de todas las polémicas y tranquilamente hizo estudios excelentes de la historia primitiva de la astronomía.

SIMON NEWCOMB

       Newcomb fue a los Estados Unidos en 1853 y se graduó en la Universidad de Harvard en 1858. Se incorporó a la marina y fue profesor de matemáticas en 1861 en el Observatorio Naval. Llegó a alcanzar el grado de contralmirante.

         En 1860 hizo su primera contribución en astronomía con un escrito que atacaba la hipótesis de que la materia de la zona de asteroides procedía de la descomposición de un planeta que alguna vez hubiera girado en una órbita entre las de Marte y Júpiter, como había mantenido Olbers hacía ya más de medio siglo (sin embargo, la astronomía moderna concuerda más con las ideas de Olbers que con las de Newcomb).

         Durante la mayor parte de su vida profesional, Newcomb, especializado en matemáticas, se ocupó en una tarea inmensa, la de hacer cuadros sinópticos del movimiento de la Luna y de los planetas. Mejoró los datos de Leverrier y todas las listas anteriores. Completó este trabajo en 1899.

         También trabajo con Michelson en la determinación de la velocidad de la luz.

         Newcomb fue un escritor muy conocido y popular en astronomía y otras materias. Hacia final de siglo escribió numerosos artículos en los que mantenía con mucha vehemencia que la esperanza de que unas máquinas más pesadas que el aire volaran era una cuestión disparatada y cualquier trabajo relacionado con ello era inútil. Este punto de vista parece que estaba basado en los fracasos de Langley. Sus argumentos se debilitaron pero no desaparecieron con los vuelos de los hermanos Wright. Newcomb no vivió lo suficiente para ver el auge que adquirió la aviación durante la Primera Guerra Mundial.

         En 1935, se colocó una efigie de Newcomb en la Galería de la Fama de los grandes hombres americanos.

ARTHUR STANLEY EDDINGTON

         Eddington se distinguió en matemáticas en Cambridge, siendo el primero de su clase en 1904. A partir de 1913 fue profesor de astronomía en Cambridge.

         La contribución principal de Eddington a la astronomía procede de sus investigaciones teóricas sobre el interior de las estrellas. La densidad del Sol, y seguramente la de las estrellas en general, es considerablemente inferior a la Tierra, y existen razones para creer que el Sol es gaseoso en su totalidad. Estas eran las cuestiones que tenía Eddington sobre la mesa, el problema surgía, por tanto, al intentar dar una explicación de qué era lo que mantenía al gas sin contraerse bajo la tremenda fuerza de la gravedad y convertirse en una masa diminuta y compacta, algo parecido a las enanas blancas que Adams acababa de descubrir.

         Eddington decidió que la fuerza expansiva del calor y de la presión de la radiación contrarrestaba la fuerza de contracción de la gravedad. Puesto que la presión de la materia estelar aumenta rápidamente con la profundidad, la presión de radiación que contrarreste dicho efecto tiene que aumentar también, y la única manera de que esto ocurra es por medio de un aumento de temperatura. Al principio de los años veinte Eddington demostró de manera bastante convincente que el aumento de temperatura requerido era tal que en el interior de Sol debería alcanzar un valor de millones de grados.

         Esto hacía difícil el ver cómo el sistema solar se había podido formar de manera catastrófica con trozos de materia desprendida del Sol al paso de una estrella, como defendían Chamberlain y Jeans. A la temperatura de la superficie solar la materia podría condensarse, pero en el interior del Sol, según la temperatura que Eddington demostró que debería existir, la materia solo podría dilatarse violentamente para convertirse en gas volátil. Nunca podría condensarse para formar los planetas.

         Las temperaturas de millones de grados existentes dentro del Sol resultarían muy importantes durante la década siguiente cuando los procesos nucleares desarrollados por Bethe dieron poder al Sol y a las otras estrellas.

         Eddington prosiguió sus trabajos demostrando que cuanto mayor era la masa de una estrella mayores eran las presiones existentes en su interior y mayores las temperaturas y las presiones de radiación contrarrestadoras. Como consecuencia de esto la estrella era más luminosa. En 1924, Eddington anunció la ley de la masa y la luminosidad.

         Prosiguió diciendo que, al aumentar la masa de una estrella, la fuerza expansiva de la presión de radiación aumenta muy rápidamente. Con masas cincuenta veces mayores que la del Sol, la fuerza de la presión de la radiación sería lo suficientemente grande para que la estrella hiciera explosión, por lo cual coexisten estrellas de masa muy grande. (Diremos que hay estrellas extremadamente grandes desde el punto de vista del volumen, pero están dilatadas y su masa no pasa de los límites de Eddington. Algunas estrellas, al borde de la estabilidad, sufren pulsaciones, llamándolas variables cefeidas. Eddington desarrolló una explicación teórica del comportamiento de tales estrellas.)

         Chandrasekhar dio un importante papel de la evolución estelar a la fuerza de disrupción de la presión de radiación.

         Eddington fue uno de los primeros, junto con Russell y Whitehead, en apreciar la importancia de la teoría de la relatividad de Einstein. Fue uno de los observadores del eclipse total que en 1919 abrió el camino para establecer definitivamente dicha teoría.

         Eddington fue el autor de un cierto número de libros sobre astronomía para el lector no especializado. Tuvieron especial eco durante los años veinte y treinta y en particular el titulado The Expanding Universe, publicado en 1933.

         Toda una generación de jóvenes, y no tanto, se puso en contacto con Einstein a través de Eddington y de su obra.

         Eddington fue condecorado en 1930.

PIERRE JULES CÉSAR JANSSEN

         Janssen viajó mucho por el interés que tenía en la astronomía. Fue a Peru en 1857 para fijar la posición del ecuador magnético. Visitó Italia, las Azores y Grecia para estudiar los espectros solares, volcanes, etc. Se hizo famoso por un viaje a la India en 1868 a donde había ido a estudiar un eclipse total. Allí observó la línea del helio y mandó los datos espectrales a Lockyer. También comprobó el tamaño de las prominencias solares. Al día siguiente del eclipse intentó conseguir de nuevo el espectro de estas prominencias solares, consiguiéndolo, a pesar de la ausencia de la Luna. Esto lo anunció jubilosamente, dijo que para él, el verdadero día del eclipse había sido este segundo. Lockyer también dio informes de este método de estudiar prominencias sin eclipse. Janssen se fue al Japón en 1874 para observar el paso de Venus y en 1875 fue el astrónomo oficial de una expedición inglesa a Siam. Su viaje más peligroso lo realizó en 1870, al salir en globo de Paris, sitiado por los prusianos, para ir a Argelia, donde quería observar un eclipse total. Como Lockyer, vivió lo suficiente para ver que su descubrimiento de la línea del helio en el espectro solar, lo justificaba Ramsay al encontrar ese espectro, ese elemento, en la Tierra.

FRED HOYLE

         Hoyle fue profesor de astronomía en la Universidad de Cambridge aceptando la teoría de la creación continua de Gold, exponiéndola en una serie de libros para profanos. (Con respecto a esto, es un sucesor valioso de aquellos otros escritores astrónomos como Jeans y Eddington. De hecho, Hoyle ha llegado incluso más lejos y es, quizá, el más eminente de los científicos contemporáneos que ha escrito sobre ciencia-ficción bajo su propio nombre.)

         Hoyle describió un esquema de reacciones nucleares producidas dentro de las estrellas que sobrepasaba con mucho el mecanismo hidrógeno-helio elaborado por Bathe. Hoyle sugiere que el propio núcleo de helio, una vez que alcanza una temperatura lo suficientemente alta, se <quema> todavía más para producir núcleos de carbono y oxígeno. Sigue <quemandose>  y produce magnesio, azufre y otros elementos, hasta el hierro, que es el límite, puesto que en sus átomos la energía contenida es mínima, de modo que no puede tomar parte en reacciones nucleares productoras de energía.

         Siguiendo el razonamiento e ideas de Hoyle, se llega a un punto donde la gravitación ya no aparece contrarrestada por la presión de radiación y la estrella se contrae violentamente en cuestión de minutos para llegar al estado de enana blanca.

         Los elementos más bajos que permanecen en las capas más externas de la estrella se <inflaman> para producir una explosión que da lugar a una supernova (en el caso de que la masa de la estrella sea lo suficientemente grande) y la energía desprendida da lugar a los átomos pesados situados por encima del hierro. A partir del gas esparcido a lo largo del espacio por las supernovas se forma una segunda generación de estrellas (por atracción gravitatoria) ricas en dichos átomos pesados.

         En 1946 Hoyle sugirió que el Sol era en su origen una estrella doble y que su compañera había reventado, originando los planetas y dejando a estos más ricos en elementos pesados de lo que lo es el Sol mismo.

GEORGE GAMOW

         Gamow estudió en la Universidad de Leningrado y obtuvo allí su doctorado en 1928. A partir de entonces trabajo en diversas universidades de Europa occidental, acabando en los Estados Unidos en 1934. Hizo de este país su hogar permanente, enseñando en la Universidad George Washington hasta 1956, cuando entró a formar parte del claustro de profesores en la Universidad de Colorado.

         Los trabajos de Gamow reúnen los descubrimientos de Bethe y Lemaître. Desarrollando las consecuencias de las reacciones nucleares que postuló Bethe como productoras de la potencia de las estrellas y como fuente de energía radiante, Gamow demostró que al consumirse el hidrógeno de una estrella (su combustible básico) la estrella se calentaba. Por primera vez se contravino la idea general de que el Sol estaba enfriándose lentamente, sino que, por el contrario, se estaba calentando lentamente, de modo que la vida en la Tierra desaparecería algún día no porque se congelara sino por calentamiento excesivo. Esta idea marcó el principio de una nueva comprensión de la evolución estelar.        De nuevo Gamow desarrolló un método, en el cual la explosión de lo que Lamaître denominó <huevo cósmico>, conduciría a la formación de distintos elementos en el universo en muy poco tiempo, aunque esta idea no era en absoluto la única teoría del mecanismo exacto de la creación de los elementos. Gamow es quizá el defensor más acérrimo de la teoría de la creación de Lamaître o del <gran estallido>, como se la conocía comúnmente, debido en parte a la labor, formidable, de divulgación por parte de Gamow, al igual que su gran antagonista Hoyle. Al final de los años cincuenta Gamow lanzó una sugerencia en un campo completamente diferente, el de la bioquímica. Se trataba de que los ácidos nucleicos actuaban según un <código genético> para la síntesis de las enzimas (siguiendo el camino trazado por Beadle). Gamow fue el primero en mantener que el código genético estaba compuesto por tripletas de nucleótidos. Aunque en parte equivocado el concepto se probo como cierto en 1961.

THOMAS GOLD

         Gold fue uno de los que huyó de la Europa Central dominada por Hitler cuando todavía había tiempo. Igual que en tantos otros casos supuso una pérdida para los alemanes y una ganancia para América. Gold se estableció en Inglaterra durante dos décadas, asistiendo a la Universidad de Cambridge en 1942, donde obtuvo su título <master> en 1945. En 1956 llegó a los Estados Unidos y después de un año en Harvard aceptó un puesto de profesor en la Universidad de Cornell.

         La cosmología fue lo que proporcionó más fama a Gold, es decir, la rama de la astronomía que trata de la estructura total del Universo. Gracias a los trabajos de Hubble la visión del hombre se había extendido más allá de la Via Láctea, hacia un espacio lleno de galaxias incontables, algunas de las cuales estaban destinadas a unirse (por lo menos temporalmente) formando conglomerados, pero a rasgos generales las galaxias y dichos conglomerados estaban separándose unos de otros. La velocidad relativa de una galaxia con respecto a otra era proporcional a la distancia entre ellas. Esto era lo que se daba en llamar <Universo en expansión>, para el cual se pueden encontrar justificaciones en las ecuaciones de Einstein de la teoría general de la relatividad.

         Con el fin de interpretar la estructura del Universo, los astrónomos hicieron uso de lo que se llama el principio cosmológico, que dice en esencia, que desde un punto de vista muy amplio, el Universo en homogéneo. Es decir, visto desde cualquier punto la imagen de las galaxias sería exactamente igual que si se viera desde nuestra situación especial en la Tierra. (Si este principio no se acepta, entonces todo lo que vemos se puede interpretar como una condición puramente local de modo que no se podrá establecer ninguna conclusión sobre el Universo en conjunto. En definitiva, acabaría por no existir la cosmología.)

         A algunos astrónomos, incluyendo notablemente a Gold, les parecía que el principio cosmológico debía definirse tanto en el tiempo como en el espacio, de modo que el Universo no solo debería parecer el mismo desde cualquier punto del espacio, sino en cualquier época del pasado o del futuro. Pero el concepto de Universo en expansión parecía excluir esta suposición, puesto que en el pasado las galaxias tendrían que haber estado mucho más juntas que en el presente, y en el presente más juntas que en el futuro.

         En 1948 Gold y otros sugirieron que cuando las galaxias se separaban se formaba materia nueva en las vastas regiones del espacio entre ellas, de modo que cuando se hubiera doblado la distancia entre dos galaxias vecinas se habría formado suficiente materia entre ellas para construir una nueva galaxia, con lo cual, la densidad con la que las galaxias cubrían el espacio permanecía inmutable.

         Más adelante este fenómeno no aumentó el número total de galaxias, puesto que cuanto más se alejaba una galaxia de un punto de referencia dado (por ejemplo, nosotros mismos) se movía más rápidamente hasta que alcanzaba la velocidad de la luz, desapareciendo de nuestra vista. Según esto, las galaxias viejas se alejaban de nuestro universo y al mismo tiempo nacían otras nuevas, pero la imagen conjunta no cambiaba con el tiempo.

         Este Universo <constante>  implica creación continua, puesto que la materia (se supone que en forma de átomos de hidrógeno) debe crearse continuamente de la nada para que todo el sistema funcione. La velocidad a la que esto tiene lugar es demasiado pequeña para ser detectada, puesto que para formar nuevas galaxias en la proporción suficiente para contrarrestar el alejamiento de las antiguas se ha calculado que no se necesitan más de 500 átomos de hidrógeno formados en cada kilómetro cúbico de espacio por año.

         La teoría de la creación continua fue difundida de manera ardiente por Hoyle. De la misma manera que Gamov  se ha opuesto a ella de manera totalmente intransigente, apoyando la teoría de Lamaître del <gran estallido> y visualiza el Universo formado por galaxias que se alejan continuamente bajo el impacto de la explosión inicial, como una pequeña cantidad de gas en expansión y nada más que eso.

         La teoría de la creación continua implica la violación de las leyes de la termodinámica, puesto que la materia (y, por tanto, la energía) se crea de la nada, mientras que la entropía total del Universo no aumenta, como habían mantenido los físicos durante un siglo, desde Clausius, sino que permanece constante.

         La controversia entre ambas teorías sigue vigente, aunque hoy en día es mucho más difundida (entre el público en general) la del gran estallido “Big Ban”. No obstante grandes lagunas se ciernen sobre todas las teorías generales cosmológicas, entre ellas la consabida materia oscura.

GIOVANNI DOMENICO CASSINI

         Cassini ganó su reputación en Italia cuando durante los años 1665 y 1666 midió los periodos de rotación de Júpiter y Marte. En 1668 lanzó unas tablas del movimiento de las lunas de Júpiter, evidentemente las conocidas hasta ese momento, que habían de servir para que más tarde Roemer se apoyara en ellas para averiguar la velocidad de la luz.

         También estableció el periodo de rotación de Júpiter en nueve horas y cincuenta minutos, siendo el primero a su vez que estudió la luz zodiacal (esto último es una débil iluminación del cielo de noche que sale del Sol a lo largo de la línea de la eclíptica. Hoy se sabe que la luz que proviene del Sol se refleja en las partículas de polvo que hay en el espacio interplanetario).

         Picard, del Observatorio de París (centro de reunión de todos los talentos extranjeros de la época) convenció a Luis XIV de Francia para que invitara a Cassini a París en 1669, donde luego se quedó hasta el final de sus días. Muchas veces se le consideró como un astrónomo francés, atribuyéndole entonces el nombre de Jean Dominique Cassini.

         Cassini continuó sus descubrimientos en París, localizando nada menos que cuatro satélites de Saturno (Japeto en 1671, Rea en 1672 y Dione y Tetis en 1684). Una vez superado lo hecho por Huygens (contemporáneo suyo, aunque más joven) que solo descubrió un satélite, se propuso mejorar el más espectacular de los descubrimientos de este: los anillos de Saturno. En 1675 Cassini notó que el anillo era doble, estando dividido por una franja oscura que aún se conoce como separación de Cassini.

         El trabajo más valioso de todos lo constituye la determinación del paralaje de Marte a través de sus observaciones del planeta en París, mientras que Richer lo hacía simultáneamente en la Guayana Francesa. Esto le dio la distancia que nos separa de Marte. La distancia relativa entre el Sol y los planetas se conocía desde tiempos de Kepler, por tanto, al calcular una de ellas con exactitud, se obtendrían las demás automáticamente. Del valor que dio a la distancia de Marte, Cassini calculó que el Sol distaba de la Tierra aproximadamente unos 140 millones de kilómetros.

         El valor que dio se quedaba corto en un siete por ciento de su valor verdadero, aunque fue la primera aproximación en acercarse relativamente a la verdad. Aristarco situó el Sol a unos 8 millones de kilómetros de la Tierra, mientras que Posidonio lo había fijado en unos 64 millones y Kepler como mera adivinación partió la diferencia situándolo a 24 millones de kilómetros.

         Cassini fundó una dinastía de cinco generaciones consecutivas de astrónomos, que habían de dominar la astronomía francesa durante más de un siglo. Cuestión esta que no favoreció la evolución al ser extremadamente conservadores e ir con dos generaciones de retraso en aceptar los avances que se producían. Cassini fue el último de los grandes astrónomos en no aceptar a Copérnico ni la teoría heliocéntrica.

EDMUND HALLEY

         Ya desde su época de colegial, Halley mostró interés por la astronomía y a la edad de veinte años empezó a recoger datos de las estrellas del hemisferio Sur. Todos los astrónomos anteriores a él solo se habían interesado por las estrellas visibles del hemisferio Norte y las del Sur estaban sin observar, exceptuando algunos datos aportados por marineros y exploradores.

         Halley estableció el primer observatorio astronómico del hemisferio Sur en la isla de Santa Elena, en el Atlántico meridional (siglo y medio más tarde dicha isla se hubo de hacer famosa por ser la última mansión de Napoleón Bonaparte). Luego aconteció que el clima de la isla era bastante inadecuado para las observaciones astronómicas, y Halley al volver a Inglaterra no pudo publicar más que un catálogo con 341 estrellas de dicho hemisferio. Esto, sin embargo, representaba una nueva y a la vez muy digna aportación al mapa de estrellas y le hizo ganar mucha fama.

         En Inglaterra se hubo de convertir pronto en un amigo para toda la vida de Newton y fue gracias a él y a su ayuda económica lo que permitió a Newton la publicación de su Principia Matemática.

         Los principios de la gravitación de Newton eran fácilmente aplicables a los distintos planetas e incluso a la Luna, pero se dudaba de hasta que punto podían encajarse en él los cuerpos que por el espacio no seguían ninguna ley especial, como eran los cometas que parecían surgir y desaparecer repentinamente. Halley empezó en seguida a tratar este problema y con la ayuda de Newton, recopiló todos los datos que pudo de numerosos cometas, trazando sus itinerarios por el espacio. (En 1679, Halley fue a visitar al anciano Hevelius, por entonces la máxima autoridad en cometas, y posiblemente esto estimulara su interés por los mismos.)

         Uno de los cometas que Halley descubrió personalmente fue el de 1682. En 1705, cuando tenía en su lista los movimientos de un par de docenas de cometas, se quedó asombrado por la similitud del itinerario del cometa de 1682 con los que habían aparecido en 1456, 1531 y 1607. Estos habían aparecido con intervalos de 75 o 76 años y se le ocurrió pensar si se trataría de un mismo cometa con una órbita muy alargada alrededor del Sol, haciéndose solo visible cuando se aproximaba a la Tierra. Cuando se dejaba de ver, se suponía que era porque se trasponía bastante por detrás de saturno, el planeta más alejado de los entonces conocidos.

         Halley dijo que tal cometa volvería a aparecer hacia 1758, aunque sabía que la interferencia de la gravitación de algunos de los planetas podía alterar el curso de alguna forma respecto a su órbita y hacerlo aparecer fuera del tiempo predicho. (Clairaut demostró más tarde la veracidad de esto.)

         A pesar de que Halley no vivió para verlo aparecer de nuevo (tenía que haber vivido 102 años, pero se murió a los 86, dentro del siglo del nacimiento de Newton), el cometa volvió a aparecer, con las correcciones calculadas por Clairaut. Se ha conocido desde entonces como Cometa Halley y ha vuelto a aparecer en 1835, 1910 y 1986.

         Tras el trabajo de Halley, los cometas se dominaron por completo y para siempre, demostrándose que estaban tan sujetos al Sol como lo podía estar la Tierra. Si los movimientos de los cometas parecían ser erráticos era solo porque sus órbitas eran tan alargadas que algunos podían aparecer solo en intervalos de miles de años y permanecer visibles durante pequeñísimas porciones de su órbita total.

         Halley volvió a repetir la sugerencia de Kepler que decía que el tránsito de Venus podía servir para determinar una escala para el sistema solar y dicha sugerencia tuvo grandes frutos tras la muerte de Halley.

         En 1718 hizo notar que al menos tres estrellas, Sirio, Proción y Arturo habían cambiado de posición claramente desde los tiempos de los griegos y que además desde la época de Tycho Brahe (con mediciones muy precisas) también era perceptible un pequeño desplazamiento y esto era solo desde hacía siglo y medio. De esto sacó la conclusión que las estrellas tenían movimientos particulares apenas perceptibles en cortos periodos de tiempo por la gran distancia que nos separaba de ellas. Después de todo, las estrellas tampoco resultaron ser fijas.

         En 1720 murió Flamsteed, el enemigo acérrimo de Halley y el puesto de astrónomo de la corte quedó vacante. Halley fue elegido como tal, heredando un observatorio prácticamente sin instrumento alguno, ya que los que allí se habían utilizado eran propiedad personal de su antecesor y al morir este se los llevaron, sus herederos o tal vez sus acreedores.

         Halley introdujo nuevo instrumental en el observatorio y dedicó los veinte años que ocupó el puesto a observaciones meticulosas de la Luna.

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.

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.


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.

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.

¿Qué es la Relatividad General? from Planetario de Madrid on Vimeo.

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…

Vídeo de la charla sobre los Teoremas de Singularidades impartida online por el Prof. José M. M. Senovilla, de la Universidad del País Vasco (UPV/EHU) el día 11/11/2020. Al finalizar la charla se da paso a algunas preguntas del público y se inicia una mesa redonda con la participación de varios investigadores invitados: Ana Achúcarro, Iván Agulló, Isabel Cordero y Roberto Emparan, quienes hablan sobre temas relacionados con el origen del universo, los agujeros negros y las singularidades. Evento moderado por Ruth Lazkoz y Gonzalo J. Olmo y organizado por la Sociedad Española de Gravitación y Relatividad (SEGRE).

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 e

strellas 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.

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.

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.


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.

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.

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.

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.

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.

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.

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

CARL SAGAN

Carl Sagan (Fotografia de Susan S, Lang - 1978)

Normalmente no nos gusta incluir música en nuestra web, opinamos que puede distraernos en la comprensión del trabajo de los maestros a los que pretendemos homenajear. Pero hoy no, hoy creemos que el homenaje será mucho mas completo si os hacéis el favor de pulsar play, subís el volumen y os preparáis para conocer a este hombre de ciencia que encendió la necesidad de conocer más entre los que fuimos jóvenes durante los 80.

Carl Edward Sagan  fue un astrónomo, astrofísico, cosmólogo, escritor y divulgador científico estadounidense.

Sagan publicó numerosos artículos científicos y publicaciones, y fue autor, co-autor o editor de más de una veintena de libros. Defensor del pensamiento escéptico, científico y del método científico, fue también pionero de la exobiología, promotor de la búsqueda de inteligencia extraterrestre a través del Proyecto SETI e impulsó el envío de mensajes a bordo de sondas espaciales, destinados a informar a posibles civilizaciones extraterrestres acerca de la cultura humana. Mediante sus observaciones de la atmósfera de Venus, fue de los primeros científicos en estudiar el efecto invernadero a escala planetaria.

Radiotelescopio de Arecibo en Puerto Rico

Fue el primero en ocupar la Cátedra David Duncan de Astronomía y Ciencias del Espacio de la Universidad Cornell y fue Director del Laboratorio de Estudios Planetarios.

Pero, al margen de su meritoria carrera como científico, la popularidad le alcanzó como consecuencia de su trabajo como divulgador de ciencia. El Premio Pulitzer  en 1978  para su obra "Los dragones del Edén" (Literatura General de No Ficción) y, especialmente, la co-autoria y el trabajo de presentador en la serie Cosmos: Un viaje personal (1980) le convirtieron en uno de los divulgadores de ciencia más conocidos, respetados e influyentes de su época. Su capacidad para transmitir al público no especializado complejos conceptos científicos con sencillez y rigor sembraron incontables vocaciones científicas en toda una generación de lectores y espectadores.

El cosmos es todo lo que es, o lo que fue, o lo que será alguna vez

CIENCIA, y el “Cosmos” del siglo XXI

El libro homenaje/actualización del COSMOS de Carl Sagan.

Descarga gratuita libro completo (pdf).

Más de medio centenar de científicos recogen el guante lanzado por Alicia Parra y Quintín Garrido para homenajear y actualizar el COSMOS de Carl Sagan en el 40 aniversario del estreno de la serie en televisión y de la publicación del libro.

Carl Sagan nació el 9 de noviembre de 1934 en Brooklyn, New York, en el seno de una familia de judíos de origen ucraniano. Desde una edad temprana mostró gran interés por la naturaleza y sus padres siempre alentaron este interés y curiosidad (dentro de sus posibilidades, su padre era obrero de la industria textil). Pronto su atención se enfocó en el espacio, influido, sin duda, por la lectura de historias de la edad de oro de la ciencia ficción clásica que despertaron su imaginación y el interés por cómo sería la vida en otros planetas.

Se matriculó en la Universidad de Chicago, obteniendo graduados en artes y en ciencias físicas, Master en Física en 1956 y se doctoró en Astronomía y Astrofisica en 1960. Durante el periodo académico trabajo junto a científicos como Hermann J. Muller (P. Nobel Medicina 1946), H. C. Urey (P. Nobel Quimica 1934), M. Calvin (P. Nobel Quimica 1961) o Gerald Kuiper, entre otros.

De 1960 a 1962, Sagan disfrutó de una Beca Miller para la Universidad de California, Berkeley. De 1962 a 1968, trabajó en el Smithsonian Astrophysical Observatory en Cambridge, Massachusetts. Hasta 1968 también impartió clases e investigó en la Universidad de Harvard. A partir de esta fecha se traslada a la Universidad de Cornell, Ithaca, en la que desempeñará diversos cargos relacionados con la ciencia espacial hasta su muerte en 1996.

Fotografía de la superficie de Venus

Carl Sagan se vinculó con el programa espacial estadounidense desde sus inicios. Colaboró en varias de las misiones de sondas robóticas de exploración diseñando experimentos para las misiones.

Carl Sagan junto a una maqueta de la sonda Viking

Suya fue la ocurrencia de incluir, en las sondas que fuesen a abandonar el sistema solar, un mensaje comprensible para cualquier inteligencia extraterrestre que pudiera encontrarlo (sondas Pioneer 10 y Pioneer 11 y en las sondas Voyager).

Fotografía de la placa instalada en las sondas Pioneer

Disco incluido en las misiones Voyager

Contribuyó significativamente al conocimiento y exploración de las condiciones atmosféricas del planeta Venus y a la comprensión de los cambios estacionales en la coloración de la superficie de marte en la época previa al envío de sondas robóticas. También fueron de gran importancia sus investigaciones sobre la posibilidad de vida extraterrestre, que incluyeron la demostración experimental de la producción de aminoácidos mediante radiación y a partir de reacciones químicas básicas.

Además de su trabajo como presentador, coautor y coproductor de la serie Cosmos, escribió numerosos libros de divulgación: el ya comentado Los dragones del Edén, El cerebro de Broca, El mundo y sus demonios, Un punto azul pálido.... En 1985 publicó la novela de ciencia ficción Contacto, basada en un boceto de guión anterior y que más tarde se concretaría en la película del mismo nombre.

Fue un hombre comprometido con la época en la que vivió, le detuvieron en dos ocasiones por protestar contra las pruebas nucleares norteamericanas tras el anuncio de moratoria indefinida por la URSS de Gorbachov. También advirtió de los peligros medioambientales de un conflicto bélico que provocara el incendio de los campos petrolíferos de Kuwait.

LEONHARD EULER

Leonhard Euler

Euler estudió bajo las enseñanzas de los Bernouillis, siendo amigo de uno de ellos, Daniel Bernouilli. Cuando éstos fueron a San Petersburgo, convencieron a Euler para que se fuera con ellos. En 1741 Euler fue a Berlín a revivificar la decadente Academia de Ciencias por invitación del nuevo rey, Federico II. En 1766 volvió a San Petersburo y durante ésta, su segunda estancia en Rusia, retó a Diderot a que entrara con él en debate sobre el ateísmo. Euler adelantó su argumento propio sobre Dios en forma de una ecuación algebraica simple y sin importancia. El pobre Diderot que no comprendía las matemáticas se quedó sin saber que contestar y considerándose avergonzado abandonó Rusia.

Euler fue uno de los matemáticos más prolíficos de todos los tiempos pues escribió tratados sobre todas las ramas de dicha ciencia, conocidas en su tiempo. Perdió la vista de un ojo en 1735 y la del otro en 1766 y a pesar de ello su brío no pareció aminorar.

Aplicó sus matemáticas a la astronomía, deduciendo algunas de las perturbaciones y siendo a este respecto el precursor de Laplace y Lagrange.

Empezó por sustituir los métodos geométricos de comprobación que utilizaron Galileo y Newton por otros algebraicos y esta tendencia fue llevada al extremo por Lagrange.

Trabajó en especial en la teoría lunar, es decir, en el análisis exacto del movimiento de la Luna, complicaciones que habían sido la desesperación de los matemáticos desde los tiempos de Kepler.

A pesar de que sus resultados no fueron ni mucho menos perfectos, representaron sin embargo una mejora sensible de lo que hasta entonces se había hecho.

También sostuvo que la luz era una forma de ondulación y que el color dependía de la longitud de la onda. Young demostró la veracidad de ello una generación más tarde.

Para el caso concreto de φ = π

Richard Feynman la calificó como "la formula más reseñable en matemáticas". Una encuesta realizada en 1988 por la revista especializada Mathematical Intelligencer la situó como «la más bella fórmula matemática de la historia» (tres de las cinco fórmulas más votadas en esta encuesta habían sido descubiertas por Euler).

JAMES CLERK MAXWELL

Maxwell pertenecía a una familia escocesa muy conocida y desde muy joven mostró talento para las matemáticas. La posesión de tal talento se confunde muchas veces, entre los jóvenes, con la locura y a Maxwell le pusieron el apodo de <Daffy> sus compañeros de clase. A los quince años contribuyó, con un trabajo original, el diseño de las curvas ovaladas, a la Royal Society de Edimburgo. Estaba tan bien hecho el trabajo  que muchos se negaron a creer que estuviera hecho por un muchacho. Al año siguiente se encontró con Nicol, ya de edad, que había inventado el prisma de polarización, debido a este encuentro se interesó en el fenómeno de la luz en general, que más tarde aplicaría al hacer uso de la teoría de la percepción del color de Young y Helmholtz para sugerir métodos que se usarían en la fotografía de color.

En Cambridge, en donde entró en 1850, se graduó siendo segundo de su clase de matemáticas, como Kelvin lo había sido antes que él y J. J. Thomson lo sería después. El primero fue un notable matemático, pero no alcanzó nunca la fama de Maxwell. Su primer puesto como profesor fue en Aberdeen en 1856.
Muy poco después de graduarse hizo su contribución más importante a la astronomía en relación a los anillos de Saturno.

En aquel tiempo había mucha inseguridad respecto de la naturaleza de esos anillos que parecían ser discos planos y huecos. Maxwell demostró con consideraciones teóricas, que si los anillos fuesen realmente sólidos o líquidos, al actuar sobre ellos la gravedad y las fuerzas mecánicas al girar, los rompería, pero si consistieran en pequeñas partículas sólidas en gran cantidad, tendrían la apariencia (dada la enorme distancia de Saturno) de ser sólidos y serían dinámicamente estables. Desde su tiempo todas las pruebas han robustecido el punto de vista de Maxwell. Los anillos consisten verdaderamente de miríadas de cuerpos minúsculos que forman como un cinturón muy denso alrededor del planeta.


Hacia 1860, dirigió su conocimiento de las matemáticas a otro problema que contenía muchas partículas diminutas, esta vez formaban gases en vez de los anillos de Saturno. Todos los gases están formados por moléculas de movimientos rapidísimos en varias direcciones. Maxwell trató el fenómeno estadísticamente como Bernouilli lo había hecho hacía un siglo, pero ahora tenía más medios matemáticos a su disposición y pudo llegar mucho más adelante. Consideró que las moléculas se movían no solo en todas las direcciones, sino también con todas las velocidades, chocando unas con otras y con las paredes del recipiente. Con Boltzmann, que trabajaba en el mismo problema, efectuó la teoría cinética de los gases de Maxwell-Boltzmann, que desarrollaba una ecuación que mostraba las velocidades entre las moléculas de un gas a una temperatura determinada. Unas cuantas moléculas se movían muy lentamente y otras con gran rapidez, pero el porcentaje mayor lo hacían a una velocidad intermedia, con la velocidad más uniforme en el centro. Al elevarse la temperatura hacía que las moléculas se moviesen con más rapidez y al descender con más lentitud. En efecto, la temperatura y el mismo calor podían describirse como la elevación del movimiento molecular y nada más. Este fue el golpe final para el calor considerado como un fluido imponderable. La idea de Rumford de que el calor era una forma de movimiento, se fijó para siempre.

El nuevo punto de vista del calor no anulaba trabajos, como los de Carnot, sobre termodinámica. Sus conclusiones basadas en la observación y en la experimentación, se explicaron sobre los principios de la nueva y mejor teoría y permanecieron tan útiles y tan importantes como siempre.

En 1871 nombraron a Maxwell profesor de física experimental en Cambridge, fue el primero en tener una cátedra de esa asignatura. Mientras estaba en ese puesto, organizó el laboratorio Cavendish, nombre dado en honor a Henry Cavendish, el excéntrico científico inglés del siglo anterior. Una generación más tarde, este laboratorio iba a efectuar una gran obra en relación a la radioactividad.

El trabajo más importante de Maxwell se efectuó entre 1864 y 1873, cuando dio forma matemática a las especulaciones de Faraday respecto a las líneas de fuerza magnéticas. Al hacerlo, Maxwell, pudo conseguir unas cuantas ecuaciones simples que expresaban todos los fenómenos variados de electricidad y magnetismo y las unió de un modo indisoluble. Su teoría demostraba que la electricidad y  el magnetismo no podían existir aisladamente, donde esta una allí estaba el otro, por tanto, se hace referencia a su obra, generalmente, como la teoría del electromagnetismo.


Señalaba que la oscilación de una carga eléctrica producía un campo electromagnético que se radiaba hacia el exterior a velocidad constante. Esta velocidad podía calcularse por la razón de ciertas unidades que expresaban fenómenos magnéticos, a unidades que indicaban fenómenos eléctricos. Esta razón se descubrió que era de 300000 kilómetros por segundo, que es aproximadamente la velocidad de la luz.

A Maxwell le pareció esta algo más que una simple coincidencia y sugirió que la luz provenía de la oscilación de una carga eléctrica y, por lo tanto, que era una radiación electromagnética. En su tiempo no se conocía ninguna carga oscilante que pudiese producir luz, cosa que se dejó para Zeeman, de una generación posterior, que probase esta teoría de Maxwell.

Además, como las cargas podían oscilar a cualquier velocidad, le pareció a Maxwell que debería haber una familia completa de radiaciones electromagnéticas de las cuales la luz visible era solo una pequeña parte.
Hacía más de medio siglo que Herschel había descubierto la luz infrarroja, más allá del final rojo del espectro visible y Ritter la luz ultravioleta, más allá del final violeta. Desde entonces Stokes había señalado que la luz ultravioleta tenía todas las propiedades de la luz ordinaria y Melloni había hecho lo mismo con la infrarroja. Maxwell predijo radiaciones que iban mucho más allá que las infrarrojas y las ultravioletas, cosa que no se comprobó hasta el tiempo de Hertz.

Maxwell creía que las ondas de radiaciones electromagnéticas no eran transportadas solamente por el éter, sino que las líneas de fuerza eran realmente disturbios del éter. De este modo comprendió que había anulado la idea de <acción a distancia>. Creyeron algunos que hacían experimentos con electricidad y magnetismo, Ampére por ejemplo, que un imán atraía el hierro sin hacer contacto con él. A Maxwell le pareció que los disturbios del éter producidos por el imán tocaban al hierro y que todo podía considerarse como <acción de contacto>.

En una cosa la intuición de Maxwell tuvo una falta. Rechazó la idea de que la electricidad tuviese naturaleza corpuscular, aunque por la ley de electrólisis de Faraday estuviese muy indicado.

Casi el último éxito de Maxwell fue la publicación de los experimentos eléctricos de Cavendish, no publicados hasta entonces, en que mostraba a ese extraño personaje que se había adelantado cincuenta años con sus trabajos.

Maxwell murió de cáncer antes de cumplir los cincuenta años, si hubiera vivido lo que se considera hoy en día una vida media, habría visto realizada su predicción de un extenso espectro de radiaciones electromagnéticas, probado por Hertz. También que el éter, que en su teoría estaba firmemente establecido, se ponía en duda por el experimento, que hizo época, de Michelson y Morley, y vería la comprobación de que la electricidad consistía de partículas. La ecuación electromagnética no dependía de su interpretación del éter, y la hubiera hecho mejor si lo hubiera sabido. Cuando las teorías de Einstein, de una generación más tarde de la muerte de Maxwell, se pusieron en contra de toda la <física clásica>, la ecuación de Maxwell permaneció intocable y de tanto valor como siempre.



Trabajos de Maxwell (Internet Archive)