PIERRE DE FERMAT

Fermat era consejero del parlamento de Toulouse y llenaba su tiempo libre con la dedicación a las matemáticas. Considerando lo que por ellas hizo se piensa qué hubiera hecho si se hubiera dedicado de lleno a ellas.

Fermat tuvo la mala costumbre de no publicar nunca nada, sino anotar y hacer cálculos en los márgenes de los libros y ocasional y casualmente escribir sus descubrimientos en cartas mandadas a sus amistades.

El resultado de ello fue el perderse el honor de acreditarse el descubrimiento de la geometría analítica, que hizo al mismo tiempo que Descartes. Descartes solo consideró dos dimensiones en su análisis formal, mientras que Fermat utilizaba las tres dimensiones. Fermat tampoco pudo adjudicarse el descubrimiento de algunas características del análisis matemático que más tarde sirvieron de inspiración a Newton. (Sin embargo, no le hubiera importado de haberlo sabido. Se dedicó a las matemáticas para su entretenimiento personal y esto estuvo a su favor). Fermat, junto con Pascal, fundó la teoría de las probabilidades. También se ejercitó en el estudio de los números enteros, siendo el primero que lo hizo desde el estado en que lo había dejado Diofanto. Esto concede a Fermat el título de fundador de la “Teoría de los números”.

En aritmética obtuvo su <éxito> más resonante, unas palabras suyas estuvieron en boca de todos los matemáticos durante más de tres siglos. En el margen de un libro de Diofanto garrapateó una nota diciendo que había encontrado cierta ecuación (x^n + y^n = z^n , siendo n mayor que 2) sin solución expresable en números enteros, aunque no le quedaba espacio en el margen para demostrarlo. En los siguientes tres siglos, matemáticos, entre ellos los más famosos, se han devanado los sesos buscando la demostración de lo que llamaron <último teorema de Fermat> sin encontrarla. En 1908 un profesor alemán dejó en su testamento la suma de cien mil marcos como premio al que encontrara una demostración para este teorema.

MAX THEODOR FELIX VON LAUE

Nobel Física-1914

Laue, hijo de un oficial de la armada, pasó su juventud en los distintos destinos de su padre, que le llevaron a sitios muy diferentes. Fueron muchos los colegios, pero fue en el Instituto de Estrasburgo donde cristalizó su interés por la ciencia. En 1899 entró en la Universidad de Estrasburgo, dedicándose a la física teórica. Obtuvo su título de doctor en 1903 y en 1905 volvió a la universidad como ayudante de Planck.

En 1909 Laue entró a formar parte del profesorado de la Universidad de Munich, donde empezó a trabajar con rayos X. Después del descubrimiento de los rayos X por Roentgen en la década precedente había surgido la controversia a propósito de la naturaleza exacta de la radiación. Algunos opinaban que consistían en partículas, como ocurría con los rayos catódicos, otros (incluyendo al propio Roentgen) optaban por considerarlos ondas longitudinales semejantes a las sonoras, y otros sugerían que los rayos X eran ondas electromagnéticas transversales como las de la luz. Los trabajos de Barkla habían demostrado, casi con certeza, que la tercera alternativa era la correcta. Sin embargo, hasta que pudo medirse la longitud de onda real de los rayos X fue difícil clausurar el problema.

La longitud de onda de la luz normal se puede medir por la magnitud de la difracción de un cierto rayo monocromático usando un retículo graduado en el cual las marcas están separadas entre sí por distancias conocidas. Cuanto más corta es la longitud de onda, las marcas de la graduación deben de estar más próximas entre sí para poder llevar a cabo una medida eficiente. El problema consistía en que toda la evidencia parecía indicar que la longitud de onda de los rayos X era mucho más corta que la de la luz normal, y para hacer posible la difracción de los rayos X era necesario usar una graduación mucho más fina de lo que era posible con las técnicas disponibles en aquella época.

A Laue se le ocurrió que no era necesario construir una graduación de ese tipo. Un cristal consistía en capas de átomos distanciadas tan regularmente como las marcas de una escala graduada de cualquier retículo hecho por el hombre, pero al mismo tiempo mucho más próximas entre sí. Un haz de rayos X dirigido en dirección a un cristal debería sufrir una difracción lo mismo que la luz normal la sufría con un retículo normal. Sin embargo, puesto que el cristal tenía <líneas> de átomos en varias direcciones, los resultados serían más complicados. Se obtendrían rayos situados a distancias y ángulos variables del centro que dependerían de la estructura del cristal.

En 1912 Laue probó el experimento con un cristal de sulfuro de cinc que sirvió perfectamente. Se obtuvo una imagen que se recogió en una placa fotográfica. Esto fue el punto decisivo y final de que los rayos X eran ondas electromagnéticas. Los resultados fueron muy productivos por partida doble. Primero, ofreció un método de medida de la longitud de onda de los rayos X utilizando un cristal de estructura conocida y midiendo la cantidad de difracción. (Esto lo llevó a cabo Bragas casi inmediatamente.) Segundo, al usar los rayos X de conocida longitud de onda era posible estudiar la estructura atómica de los cristales, que hasta entonces era desconocida. Se podía incluso, como se vio más tarde, usar para el estudio de los polímeros, con sus moléculas gigantes que mostraban regularidades internas necesarias para la difracción de los rayos X. En 1953 estos trabajos alcanzaron el clímax con los estudios sobre difracción de los rayos X en los ácidos nucleicos, llevados a cabo por Wilkins.

Laue fue galardonado con el premio Nobel de física en 1914 por estos trabajos. En 1919 fue nombrado profesor de física teórica en la Universidad de Berlín, puesto que conservó hasta que lo abandonó en 1943 como protesta contra los nazis. (Ya en 1939 tuvo la ocasión de visitar Suiza para poner de manifiesto su antinazismo al denunciar la política de Hitler que obligaba a los alemanes a no aceptar los premios Nobel.) Después de la guerra volvió para ocupar el puesto de director del Instituto Max Planck de Físico-química.

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.

BLAISE PASCAL

         Pascal fue un niño prodigio y gracias a ello se destacó, pues además de que su vida fue corta, dedicó la última década de ella a la teología y al examen de su conciencia.

         Su padre, que fue matemático y funcionario del gobierno, supervisó la educación de su hijo y determinó que debía instruirse en el estudio de las lenguas antiguas, prohibiendo, por tanto, su acceso a los libros de matemáticas.

         Siendo joven preguntó una vez, cuál era la naturaleza de la geometría, a lo que se le contestó, que trataba del estudio de formas y figuras. Según una historia que cuenta su hermana (se antoja algo exagerada), se dice que descubrió por sí solo los treinta y dos teoremas de Euclides en su orden correcto. Independientemente de la veracidad o no de esta historia, el padre, asombrado y reverencioso a la vez, cedió de su empeño y dejo que el niño estudiara matemáticas.

         Con solo 16 años, Pascal publicó un libro que trataba de la geometría de las secciones cónicas que dio un primer avance a lo que estaba sin tocar desde hacía 19 siglos, donde lo dejó Apolunio. Descartes se negó a creer que un niño de 16 años lo había escrito.

         A la edad de 19 años inventó una máquina de sumar y restar que lo hacía por un mecanismo de ruedas dentadas. Esta máquina, construida para ayudar a su padre con las cuentas, es el antepasado de los inventos de este tipo que acabaron transformándose en las cajas registradoras.

         Pascal mantuvo correspondencia con el abogado y matemático Fermat, y juntos resolvieron problemas que les enviaba un caballero jugador, a la vez que aficionado a la filosofía. Este caballero se preocupó al ver cómo perdía dinero casi siempre al apostar por ciertas combinaciones al tirar tres dados. Intentando resolverlo, los dos matemáticos fundaron la moderna teoría de las probabilidades.

         Esto tuvo una importancia trascendental en el desarrollo de la ciencia al quitarle a las matemáticas (y al mundo en general) la obsesión por la certeza absoluta. El hombre empezó a ver que se pueden sacar consecuencias útiles y dignas de confianza a partir de materias completamente inciertas.

         Dos siglos más tarde otro físico matemático, Maxwell, aplicó estas consideraciones al comportamiento de la materia, sacando resultados del invisible, inseguro y absolutamente imprevisible movimiento individual de los átomos.

         Pascal también se dedicó a la física. Estudiando el comportamiento de los fluidos, dedujo que la presión que se ejercía sobre la superficie de un fluido se transmitía  por todo el fluido contenido en el recipiente y actuaba en dirección perpendicular a las paredes del mismo. Esto se conoce como Principio de Pascal, constituyendo la base de la prensa hidráulica, que luego Pascal describió en teoría.

         Si hacemos presión sobre un émbolo pequeño en un extremo del recipiente, ésta se transmite por el fluido levantando otro émbolo mayor colocado en otro lugar del recipiente, la fuerza que empuja el émbolo mayor será a la fuerza que empuja al menor como lo es la superficie del émbolo mayor que actúa sobre el fluido a la superficie del menor. Esta multiplicación de la fuerza proviene que el émbolo menor tiene que recorrer una distancia proporcionalmente mayor a la que recorre el grande. Al igual que en la palanca de Arquímedes, el producto de la fuerza por la distancia vale igual en los dos lados. De hecho, la prensa hidráulica es una palanca.

         Pascal también se interesó en la nueva idea que sobre la atmósfera había iniciado Torricelli. Si la atmósfera pesaba, dicho peso disminuiría con la altura, ya que mientras más se subiera uno menos aire le iba quedando por encima. Esta disminución en el peso de atmósfera se podía registrar en un barómetro.

         Pascal era un enfermo crónico que sufría continuamente de indigestión y jaquecas, lo que le hizo imposible subir montañas. Sin embargo, en 1646 mandó a su joven y fuerte cuñado con dos barómetros para que subiera por el Puy de Dôme (monte cercano al lugar de nacimiento de Pascal). El cuñado vio que, después de subir aproximadamente un kilómetro y medio, las columnas de mercurio habían bajado su nivel siete centímetros y medio. Esto acabó por establecer definitivamente las teorías de Torricelli, a pesar de las dudas que de ellas tenía Descartes. (Pascal repitió el experimento de Torricelli con vino tinto en vez de mercurio. Al ser éste aún más ligero que el agua, Pascal tuvo que usar un tubo de unos 18 metros de alto para que contuviera la cantidad necesaria de líquido para contrarrestar el peso de la atmósfera).

         En 1646 Pascal cayó bajo la influencia del jansenismo (secta católica antijesuítica). Al cabo de unos años su convicción se intensificó tanto que le hizo pasar el resto de sus días dedicado a la meditación, al ascetismo, a escribir libros religiosos (que incluyen los famosos Pensamientos) y a sufrir enfermedades. Sus escritos fueron brillantes y sirvieron de inspiración a Voltaire, y Pascal no volvió a insistir más en temas científicos ni matemáticos, a excepción de una semana del año 1658, que se desvivió por resolver un problema matemático (que resolvió brillantemente) para distraer su mente de un fuerte dolor de muelas que le atacaba. En sus últimos años Pascal declaró que la mente no podría alcanzar nunca una interpretación del universo físico, con lo que coincidió con la idea de Tales.

WILHELM WIEN

Nobel Física-1911

Wien era hijo de un terrateniente que tenía una posición que le permitía conseguir una buena educación, pero también tenía sus inconvenientes, en los años comprendidos entre 1886 y 1890 tuvo que interrumpir sus estudios para dedicarse a dirigir la hacienda de la familia durante la enfermedad de su padre. Tuvo la suerte de tener como profesor a Helmholtz.

En los años de 1890 empezó a trabajar en el problema de la radiación. Una generación antes Kirchhoff había elaborado su teoría de que los cuerpos calientes irradian las longitudes de onda que absorben cuando están fríos, un cuerpo que absorbía todas las longitudes de onda era, a causa de ello, perfectamente negro e irradiaría todas las longitudes de onda al calentarse. Como Prévost había señalado un siglo antes, la cantidad de radiación se elevaba con la temperatura. Unos quince años antes Stefan había utilizado la termodinámica para mostrar el aumento de esa radiación exactamente.

Wien se interesó en la naturaleza y en la cantidad de radiación. El y sus colegas hicieron experimentos con el equivalente práctico de un cuerpo negro, una cámara cerrada y calentada con un pequeño agujero en ella. Una luz cualquiera de longitud de onda variable, al entrar por el agujero era absorbida en el interior y no se reflejaba, así que por ese orificio podrían salir radiaciones de cualquier longitud de onda del cuerpo negro.

Por la observación de las radiaciones emitidas y según un razonamiento termodinámico, demostró Wien en 1893 que las longitudes de onda alcanzaban su máximo en un nivel intermedio. La longitud de onda en este máximo variaba inversamente proporcional a la temperatura. Por esa razón, a medida que la temperatura se elevaba, el color predominante variaba hacia el azul final del espectro. Los cuerpos moderadamente calientes irradiaban con preferencia en el infrarrojo, al cual somos visualmente insensibles, pero a medida que se elevaba la temperatura, el máximo se inclinaba hacia el rojo visible y el cuerpo caliente empezaba a resplandecer. Al seguir aumentando la temperatura el resplandor era primero rojo apagado, rojo brillante, amarillo claro, y por fin, azul pálido. Estrellas extremadamente calientes irradian principalmente en luz ultravioleta, a la cual somos insensibles, y los objetos supercalientes, como la corona del Sol, irradian en la región de los rayos X. Este desvío del máximo de la longitud de onda por la temperatura, se llama ley del desplazamiento de Wien.

Wien trató de desarrollar una ecuación que describiese la distribución de todas las longitudes de onda de las radiaciones del cuerpo negro para todas las temperaturas y no solamente para la máxima. Tuvo que suponer algunas cosas, pero consiguió una ecuación que se ajustaba a la distribución observada de la radiación de las ondas cortas (alta frecuencia). Por otra parte, Rayleigh consiguió otra ecuación que se ajustaba a las ondas largas y no a las cortas. Como resultado de esta deficiencia, Planck se sintió atraído al final de esa década a idear la teoría cuántica que colocó la cuestión de la energía y a la física en general en un sendero más comprensible.

Wien se interesó después en los rayos X y catódicos que inauguraban la segunda revolución científica. Aunque hizo un buen trabajo en ese campo fue sobrepasado por otros.

En 1911 recibió el premio Nobel de física por su trabajo en la radiación del cuerpo negro.

JOHANNES DIDERIK VAN DER WAALS

Nobel Física-1910

  

         Van der Waals había estudiado ya mucho él solo cuando ingresó en la Universidad de Leiden en 1862. Su tesis doctoral versó sobre la naturaleza de los gases y su fase líquida, que atrajo mucho su atención, y que fue la nota dominante en su larga vida dedicada a la investigación. Le nombraron profesor de física en la Universidad de Ámsterdam en 1877, donde permaneció hasta su retiro, treinta años después.

         El trabajo de su vida representa una mejora decisiva en la anticuada obra clásica de Boyle y Charles. Boyle había descubierto la relación entre presión y volumen, y Charles había logrado con bastante precisión la que existía entre temperatura y volumen. Las dos relaciones se combinaban en una ecuación:

R=P*V/T

donde P representa a presión de una cantidad de gas, V su volumen y T su temperatura absoluta. R representa una constante. En condiciones ideales en una muestra de gas, si una de las tres variables se variaba, los otros dos valores se ajustaban para mantener el valor de R constante.

         Sin embargo, esto no es completamente exacto en la realidad. En algunos gases la ecuación es casi exacta y tanto más cuanto más se eleve la temperatura y descienda la presión. Se creyó que para un gas ideal o “perfecto” era completamente válida y sin parangón.

         Van der Waals se interesó en el por qué la ecuación de los “gases perfectos” no respondía a los gases reales. Meditó en la teoría cinética de los gases realizada por Maxwell y Boltzmann. Se podía aceptar la ecuación de los gases perfectos admitiendo dos suposiciones: que no había fuerzas de atracción entre las moléculas de un gas y que estas moléculas tenían de tamaño cero. Ninguna de las suposiciones es correcta, hay pequeñas fuerzas de atracción entre las moléculas de un gas y aunque pueden ser de un tamaño pequeñísimo no es cero. Teniendo en cuenta esto, Van der Waals, en 1873 hizo una versión algo más complicada de la ecuación de los gases, en la que introducía dos constantes más. Estas constantes eran diferentes para cada gas y tenían que determinarse para que fuese perfecta porque en cada gas las moléculas tienen un tamaño particular y ejercen distintas atracciones intermoleculares.

         Al usar la temperatura, presión y volumen de un gas en su punto crítico (donde el gas y el líquido tienen igual densidad y no pueden distinguirse uno del otro) Van der Waals consiguió otra ecuación que no necesitaba constantes nuevas y que era válida para cualquier gas.

         Como resultado del trabajo de Van der Waals se descubrió que el efecto Joule-Thomson de que un gas se enfría cuando se le permite expansionarse, solo era exacto por debajo de una cierta temperatura, que es característica para cada gas. En la mayor parte de los gases esta temperatura es lo suficientemente alta para que los físicos trabajen con comodidad con los gases enfriados por el método de Joule-Thomson. Pero el hidrógeno y helio tienen esa temperatura característica muy baja  y su licuefacción no se pudo efectuar por expansión (el método más conveniente y usado), cosa que consiguieron bajando la temperatura hasta ese punto por otros métodos. Solamente cuando se consiguió ese descenso fue cuando Dejar y Kamerlingh-Onnes pudieron aproximarse al cero absoluto.

         En 1910 recompensaron a Van der Waals con el premio Nobel de física por su trabajo en la ecuación de los gases.

ALBERT EINSTEIN

Nobel Física-1921

 

Albert Einstein: el genio de la cuarta dimensión

(Por Ángela del Castillo para CIENCIA, y el "azar relativo")

Retrato Alfabético de Ciencia Literata

Albert Einstein, a pesar de ser judío, recibió su primera enseñanza en un instituto católico de Munich, Baviera, ciudad a donde había ido su familia cuando él era todavía muy joven. Al igual que Newton, con el que se le compara a menudo (y ciertamente él es el único científico desde la época de Newton digno de ostentar tal comparación), no demostró ser de joven una promesa intelectual. De hecho, fue tan lento en aprender a hablar que incluso se creía que podía sufrir algún tipo de retraso mental.

En 1894 su padre (que había fracasado en los negocios) se fue a Milán, Italia, mientras que Albert permaneció en Alemania para acabar allí el bachillerato. Sin embargo, sólo le interesaban las matemáticas y dejo el colegio por consejo de su profesor. Después de unas vacaciones en Italia empezó a ir a la universidad en Suiza (no sin dificultad, puesto que solo tenía buenas notas en matemáticas para ser admitido en ella). Después de graduarse trató de encontrar un puesto de profesor, pero no le fue fácil puesto que no era ciudadano suizo y además era judío. En 1901 aceptó un puesto de joven funcionario en una oficina de patentes en Berna, Suiza.

Allí empezó a trabajar y afortunadamente no necesitaba ningún laboratorio, sino solo un lápiz, papel y su mente. El año 1905 fue su annus mirabilis, puesto que vio la publicación de cinco de sus trabajos que trataban de tres desarrollos de gran importancia.

Uno de los trabajos estaba relacionado con el efecto fotoeléctrico, por el cual cuando la luz incide sobre algunos metales estimula la emisión de electrones. Lenard había encontrado, en 1902, que la energía de los electrones emitidos no dependía de la intensidad de la luz incidente. Una luz más intensa podía producir la emisión de un mayor número de electrones, pero no la de electrones más energéticos. No existía, para este fenómeno, explicación satisfactoria en términos de física clásica.

Sin embargo, Einstein aplicó la teoría de los números cuánticos descubierta cinco años antes por Planck y abandonada desde entonces. Einstein mantenía que una cierta longitud de onda de la luz, producida por cuantos de energía fija, podía ser absorbida por un átomo de un metal y ser capaz de desprender un electrón de energía fija y no otro. Una luz más potente (más cuantos) podría entonces producir la emisión de mayor número de electrones, pero con el mismo contenido energético. Sin embargo, luz de longitud de onda más corta tendría cuantos de mayor energía y produciría la emisión de electrones más energéticos. La luz que tuviera longitud de onda más larga que un cierto valor crítico daría lugar a cuantos tan débiles que no producirían la emisión de ningún electrón. El contenido energético de tales fotones de longitud de onda grande sería insuficiente para desprender los electrones de los átomos de los cuales forman parte. Esta <longitud de onda de entrada> sería diferente, evidentemente, para cada metal.

Por tanto, las teorías de Planck fueron aplicadas, por primera vez, a fenómenos físicos que no podían explicarse por las vías de la física clásica. (Fenómenos distintos de los del problema del cuerpo oscuro que había ocasionado, en primer lugar, el desarrollo de las teorías de Planck.) Esto abrió casi todo el camino, incluso quizás realmente todo, del establecimiento de la nueva mecánica cuántica. Por este hecho Einstein recibió el premio Nobel de física en 1921 y éste no se trataba de su trabajo más importante de aquel año.

En el segundo trabajo de 1905, publicado dos meses después del primero, Einstein desarrolló un análisis matemático del movimiento browniano, observado primeramente por Brown tres cuartos de siglo antes. Einstein demostró que si el agua en la cual se dejaban en suspensión partículas estaba compuesta de moléculas que se movían al azar, de acuerdo con los requisitos de la teoría cinética de Maxwell y Boltzmann, dichas partículas en suspensión oscilarían según se podía observar. Svedberg había sugerido esta explicación del movimiento browniano tres años antes, pero fue Einstein el que propuso una explicación con base matemática.

En el agua (o en cualquier líquido o gas) los objetos son continuamente bombardeados por todos lados por moléculas. El número de moléculas que chocan contra un objeto de tamaño medio con un cierto ángulo es prácticamente el mismo, gracias al azar, que las que chocan con otro ángulo, siendo las diferencias en número tan insignificantes en comparación con el total de los choques que no se consideran. Por esta razón no hay efecto conjunto (o al menos no detectable) en objetos de tamaño medio.

Al hacerse más pequeño el objeto el número total de moléculas que inciden sobre él disminuye y las pequeñas diferencias entre los bombardeos en las distintas direcciones llegan a hacerse apreciables. Granos de polen  son lo suficientemente pequeños para ser empujados primeramente en una dirección por un exceso de moléculas que chocan en dicha dirección, después de otra y finalmente de una tercera. El movimiento es bastante aleatorio, a juzgar por el movimiento aleatorio que a su vez tienen las moléculas.

Cuanto mayor sea el tamaño medio de las moléculas, mayor será el cuerpo para el cual la diferencia de los bombardeos puede producir efectos detectables. Por tanto, la ecuación deducida por Einstein para descubrir el movimiento browniano se puede utilizar para establecer el tamaño de las moléculas y, por tanto, el de los átomos que las componen. Tres años más tarde Perrin llevó a cabo experimentos sobre el movimiento browniano que confirmaron los trabajos de Einstein y que dieron los primeros valores aceptables del tamaño del átomo. La teoría atómica de Dalton tenía una antigüedad de cien años por aquel entonces y había sido aceptada por todos salvo por algunos disidentes como Ostwald, y efectivamente ésta fue la primera vez que el efecto de las moléculas individuales pudo observarse directamente. Incluso Ostwald se rindió.

La gran hazaña de Einstein de aquel año estaba relacionada con la nueva visión del universo que reemplazaba las viejas ideas de Newton que habían gobernado al mundo durante más de dos siglos.

Los trabajos de Einstein arrancaron del famoso experimento de Michelson y Morley, que no habían sido capaces de detectar ninguna diferencia en la velocidad de la luz cuando cambiaba su dirección, en su paso a través del éter. Einstein, por tanto, empezó a trabajar sobre el supuesto de que la velocidad de la luz en el vacío es siempre constante e independiente del movimiento de la fuente luminosa o del individuo que esté realizando las medidas. Posteriormente suprimió el éter, juzgándolo innecesario, al establecer que la luz se propagaba en cuantos y que por tanto, tenía propiedades corpusculares y no solo ondulatorias. Si la luz hubiera consistido solamente en ondas, habría requerido cierto medio a través del cual pudiera propagarse. Las partículas luminosas recibieron el nombre de fotones y representaron un rechazo de la teoría ondulatoria de la luz y una vuelta atrás, hacia la vieja teoría corpuscular de Newton, adoptando una posición intermedia mucho más sofisticada, pero mucho más útil que cualquiera de las otras dos teorías primitivas.

Einstein también estableció que sin el éter no podía existir nada en el universo que pudiera considerarse como <calma absoluta> ni ningún movimiento que pudiera considerarse <movimiento absoluto>. Todo movimiento era relativo al punto de referencia escogido, generalmente por conveniencia, y las leyes de la naturaleza permanecían inmutables según los puntos de referencia. Su teoría, puesto que establece que todo movimiento es relativo, se llamó, por tanto, relatividad. En este trabajo en particular Einstein trató solo el caso especial de los sistemas de movimiento uniforme, de modo que se le llama la Teoría Especial de la Relatividad.

Demostró que a partir del simple supuesto de la constancia de la velocidad de la luz y de la relatividad del movimiento, el experimento de Michelson-Morley se podía explicar conservándose las ecuaciones electromagnéticas de Maxwell. Demostró también que el efecto de la contracción de la longitud de FitzGerald y el efecto del aumento de masa de Lorentz podían deducirse y que la velocidad de la luz en el vacío era, por tanto, la máxima velocidad a la cual se podía transmitir cualquier información.

Como resultado de todo esto surgieron toda una serie de peculiares consecuencias (en apariencia). El transcurso del tiempo variaba con la velocidad del movimiento y uno tenía que prescindir de las nociones de simultaneidad puesto que ya no se podía decir que, bajo ciertas condiciones, A ocurría antes que B, después que B o simultáneamente con B. El espacio y el tiempo se desvanecieron como entidades separadas fundiéndose en una sola: espacio-tiempo. Todas estas ideas parecían ir en contra del <sentido común>, pero el sentido común está basado en experiencias limitadas a objetos de tamaño ordinario y que se mueven a velocidades también ordinarias. Bajo tales condiciones la diferencia entre las teorías de Einstein y las ideas clásicas de Newton (que están dentro del sentido común) resulta enormemente pequeña e inapreciable. Sin embargo, dentro del inmenso mundo del universo como un todo y en el pequeño mundo del átomo, el sentido común no puede tomarse como guía y existe una diferencia apreciable entre los dos puntos de vista. Es el de Einstein y no el de Newton el más útil y aplicable.

En la teoría especial de la relatividad, Einstein desarrolló la relación existente entre la masa y la energía en la más famosa ecuación que expresa: E=mcª, donde E es la energía, m la masa y cª es la velocidad de la luz al cuadrado. Puesto que la velocidad de la luz es una cantidad muy grande, una pequeña cantidad de masa (multiplicada por el cuadrado de la velocidad) es equivalente a una gran cantidad de energía.

Desde entonces, interpretando así masa y energía como dos aspectos diferentes del mismo fenómeno, ya no se podría hablar de la conservación de la masa de Lavoisier o de la conservación de la energía de Helmholtz , sino de la gran generalización de la conservación de la masa-energía. Si se habla simplemente de la conservación de la energía hay que entender que la masa no es más que un aspecto de la energía.

Esta nueva idea explicó rápidamente el fenómeno de que las energías liberadas por los elementos radioactivos no eran más que una consecuencia de las pequeñas perdidas de masa, tan pequeñas que no es posible detectar por medio de procedimientos químicos clásicos. La relación entre la masa y la energía se confirmó rápidamente gracias a toda una serie de medidas nucleares y desde entonces ha resultado ser fundamental en los estudios atómicos. Solo una vez pareció que su utilidad y validez se debilitaba y entonces Pauli postuló la existencia del neutrino para salvarla.

El valor de esta nueva generalización en los asuntos diarios, y no meramente en los trabajos reservados a los físicos atómicos, se demostró de forma aplastante cuando la conversión de la masa en energía a gran escala hizo posible el horror de las bombas atómicas una generación más tarde, catástrofe a la cual contribuiría Einstein directamente y por la cual estaba horrorizado.

A pesar de la triple avalancha de trabajos tuvieron que transcurrir más de cuatro años hasta que Einstein pudiera conseguir un puesto de profesor (con un sueldo bajísimo) en la Universidad de Zurich. Sin embargo, su reputación seguía creciendo y en 1913 se creó un puesto para él en el Instituto de Física Kaiser Wilhelm en Berlín, y por primera vez pudo recibir un sueldo lo suficientemente grande para dedicar su vida a la ciencia. La Primera Guerra Mundial estalló, pero Einstein se vio poco afectado, puesto que durante aquel tiempo era ciudadano suizo.

Por aquel entonces, Einstein estaba trabajando en la aplicación de su teoría de la relatividad, el caso más general de los sistemas acelerados, y en ello desarrollo una nueva teoría de la gravedad, dentro de la cual la teoría clásica de Newton no era más que un caso especial. Publicó los resultados en 1915 en otro trabajo inmenso que se conoce generalmente con el nombre de Teoría General de la Relatividad. Las ecuaciones establecidas en esta teoría permitieron sacar grandes conclusiones sobre el universo en conjunto y Sitter las utilizó con resultados todavía mejores que los del propio Einstein.

En la teoría general, Einstein señaló tres lugares donde los efectos predichos en ella se apartaban de los de la teoría de Newton. Los fenómenos envueltos en el asunto podrían medirse y, por tanto, se abría un camino hacia la decisión de cual de las dos teorías era la correcta.

Por un lado, la teoría de Einstein permitía un desplazamiento en la posición del perihelio de un planeta, cosa que no permitía la teoría de Newton. Solo en el caso de Mercurio (el más próximo al Sol y a su influencia gravitatoria) la diferencia era lo suficientemente grande para que se hiciera notar, y de hecho, el movimiento que Leverrier había detectado y tratado de explicar suponiendo la existencia de un planeta inframercuriano, fue explicado perfectamente con la teoría de Einstein. Sin embargo, este asunto no causó tanta impresión como hubiera debido, puesto que Einstein sabía que existía la discrepancia en el movimiento de Mercurio y podía haber <dirigido> su teoría hacia este fenómeno.

Por otro lado, sin embargo, Einstein señaló que la luz sometida a un intenso campo gravitatorio mostraría un desplazamiento hacia el rojo. Este fenómeno nunca se había estudiado ni observado, de modo que el horizonte estaba despejado para realizar un examen justo. Únicamente los campos gravitatorios extremadamente fuertes podían producir un desplazamiento lo suficientemente grande para que pudiera medirse y según la sugerencia de Eddington, W. S. Adams demostró la existencia de dicho desplazamiento para el caso de la estrella enana blanca, compañera de Sirio,  que poseía el campo gravitatorio más intenso conocido hasta entonces. (Durante los años sesenta, gracias a los perfeccionamientos en los aparatos de medida se pudo medir el desplazamiento de la luz en nuestro propio Sol, que era mucho más pequeño, y que coincidía con la predicción de Einstein. Complementario a todo esto resultó que el desplazamiento de los rayos gamma, establecido por Mössbauer al final de los años cincuenta, era en esencia un desplazamiento del tipo de los de Einstein y cuando se realizaron las medidas se vio que coincidían con la predicción.)

Por tercera vez y de manera no menos espectacular, Einstein postuló que la luz se desviaría por el efecto de un campo gravitatorio mucho más de lo que Newton había supuesto. No había manera de demostrar este fenómeno en plena Primera Guerra Mundial, pero cuando ésta se terminó (derrotada Alemania) surgió la oportunidad el día 29 de marzo de 1919, cuando se había predicho que iba a tener lugar un eclipse de Sol precisamente a la hora cuando las estrellas más luminosas estaban más próximas al Sol que en cualquier otra época del año.

La Royal Astronomical Society de Londres proporcionó los medios para realizar dos expediciones, una al norte de Brasil y otra a la isla Príncipe, en el Golfo de Guinea, cerca de la costa de África occidental. Se midieron las posiciones de las estrellas luminosas próximas al Sol y se compararon con las medidas tomadas seis meses antes.

Las comparaciones de las medidas observadas de las estrellas respaldaron de nuevo las teorías de Einstein.

Einstein era ya mundialmente famoso. Las personas corrientes puede que no entendieran sus teorías y solo percibir débilmente de que trataban, pero no hay duda de que le consideraban (y se le sigue considerando) el primero de entre los científicos. Ningún científico desde Newton ha sido tan reverenciado en su propia época. No obstante, no pudo salvarse de las malévolas fuerzas que estaban empezando a barrer Alemania.

En 1930 Einstein visitó California para dar una conferencia en el C.I.T. (California Institute of Technology) y estaba todavía allí cuando Hitler subió al poder. No era cuestión de regresar entonces a Alemania y Einstein hizo de Princeton, New Jersey, su residencia permanente, en el Institute for Advanced Studies donde ya un año antes de le había ofrecido un puesto. En 1940 se hizo ciudadano americano.

Las últimas décadas de su vida las pasó buscando en vano una teoría que abarcara tanto los fenómenos gravitatorios como los electromagnéticos (teoría del campo unificado), pero se le fue de las manos al igual que todos anteriormente habían intentado algo parecido. Tampoco tuvo éxito Einstein al no aceptar todos los cambios que estaban arrasando el mundo de la física a pesar de su papel de intelectual revolucionario. No aceptó el principio de incertidumbre de Heisenberg, por ejemplo, puesto que no podía creer que el Universo estuviera tan completamente abandonado en manos del azar. Dios puede ser perspicaz, dijo una vez, pero no es malicioso.

Al comenzar la Segunda Guerra Mundial, Einstein estaba cooperando en el proyecto de algo que no le gustaba. La fisión de uranio había sido descubierta en 1939 por Hahn y Meitner, y Szilard pudo ver con bastante claridad lo que esto indicaba. Szilard no quería que los horrores de las bombas nucleares se descargaran sobre la humanidad, pero, por otro lado, había que tener en cuenta la posibilidad de que Hitler llegara a conseguir tales bombas.

Einstein, como el científico más influyente del mundo, fue persuadido por Szilard para escribir una carta al presidente Franklin D. Roosevelt urgiéndole que pusiera en práctica un programa de investigación destinado a desarrollar una bomba nuclear. El resultado fue el Manhattan Engineering District, que al cabo de seis años consiguió la bomba, la primera de las cuales hizo explosión en White Sands, cerca de Alamogordo, Nuevo México, el 16 de julio de 1945. En aquel momento Hitler ya había sido derrotado, de modo que la segunda y tercera bombas se lanzaron sobre el Japón al mes siguiente.

Las bombas nucleares se convirtieron en la amenaza de la humanidad después de la guerra. En la actualidad son numerosos los países que las poseen, la mayoría de ellos como un elemento disuasorio frente a otros. La aplicación pacífica de la energía nuclear también logro grandes desarrollos, siendo hoy por hoy la única alternativa viable a los combustibles fósiles.

Al final de su vida Einstein luchó obstinadamente para que el mundo llegara a un acuerdo para cortar la amenaza de una guerra nuclear. Sin embargo, su habilidad para revolucionar el mundo de la física era mucho mayor que la de cambiar los corazones de los hombres, y en el momento de su muerte el peligro era mucho mayor que nunca.

El elemento descubierto poco después de su muerte, de número atómico 99, recibió el nombre de Einstenio en su honor.

Albert Einstein: Father of modern physics (YouTube The Nobel Prize)