ROBERT ANDREWS MILLIKAN

Nobel Física-1923

         Durante sus años de estudiante en la Universidad de Oberlin, en la que se graduó en 1891, Millikan tenía solo un ligero interés por la física. Sin embargo, después de su graduación cambió radicalmente, dedicándose  a enseñar física en la universidad durante un par de años mientras obtenía su master. Posteriormente obtuvo su doctorado en 1895 en la Universidad de Columbia. Después de llevar a cabo el trabajo posdoctoral en Alemania, ocupó un puesto de profesor en la Universidad de Chicago en 1910.

         En 1906 Millikan realizó su trabajo más famoso, la determinación del tamaño de la carga de un electrón. Para ello siguió el curso de diminutas gotitas de agua cargadas eléctricamente que caían a través del aire bajo la influencia de la gravedad y en contra de la atracción de una placa cargada situada encima de ellas. En 1911 cambió su experimento usando gotas de aceite para evitar el efecto de la evaporación.

         De vez en cuando, una de esas gotas podía unirse a un ión que Millikan producía en una cámara por medio de exposición a los rayos X. Con el ión añadido el efecto de la placa cargada situada encima se reforzaba de repente, y la gota caía más lentamente e incluso llegaba a subir hacia arriba. El cambio mínimo en el movimiento de la gota lo suponía Millikan debido a la adición de una única carga electrónica. Comparando los efectos de las atracciones electromagnéticas hacia arriba y las atracciones gravitatorias hacia abajo, ambas antes y después de dicha adición, Millikan pudo calcular la carga de un solo electrón. Demostró también que la carga eléctrica existía solo como un número total de unidades de dicha carga.  Esto fue la última prueba de la naturaleza de la electricidad como compuesta por partículas, un siglo después de que los trabajos de Faraday hubieran señalado el camino.

         Este experimento tan espectacular (y una vez explicado tan enormemente sencillo) hizo ganar el premio Nobel de física a Millikan en 1923. La recompensa también fue debida al cuidadoso trabajo experimental que llevó a cabo para verificar las ecuaciones teóricamente deducidas por Einstein en conexión con el efecto fotoeléctrico.

         En 1921 Millikan se mudó al California Institute of Technology, donde permaneció hasta su retiro y se interesó en la radiación que había detectado V. F. Hess y que provenía del espacio exterior. En 1925 Millikan dio el nombre de <rayos cósmicos> a dichas radiaciones, nombre que se a conservado y usado hasta nuestros días.

         Millikan estudió la intensidad de la radiación en la alta atmósfera mediante globos y aviones, así como en la profundidad de la Tierra hundiendo instrumentos en el fondo de los lagos. Este trabajo fue llevado adelante por el alumno de Millikan, Anderson, con notables resultados.

         Durante muchos años Millikan mantuvo que los rayos cósmicos eran una forma de radiaciones electromagnéticas como los rayos gamma, solo que más energéticos. Creía también que los rayos cósmicos se originaban en los lindes del Universo, donde se estaba creando la materia. Millikan era uno de los científicos relativamente poco numerosos que luchó activamente por reconciliar religión y ciencia. Era hijo de un pastor congregacionista y el mismo era profundamente religioso. Puesto que su idea de que la materia se seguía creando continuamente, había para él un profundo valor religioso en estas ideas, <”el Creador esta todavía trabajando”, decía habitualmente>, y mantuvo la idea de la naturaleza ondulatoria de los rayos cósmicos incluso a pesar de la evidencia presentada por Compton y otros de que los rayos cósmicos eran partículas en cuanto a su naturaleza y en su mayor parte protones extremadamente energéticos.

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.

JOHANN FRIEDRICH WILHELM ADOLF BAEYER

Nobel Química-1905

         Los padres de Baeyer eran un general prusiano y una hebrea. Su padre se interesó por las ciencias y fue director del Instituto Geodésico de Berlín en 1870.

         El joven Baeyer estudió en Heidelberg con Bunsen y Kekulé como profesores, graduándose en 1858.

         En 1863 descubrió al ácido barbitúrico, del cual derivaron las conocidas píldoras para la conciliación del sueño. Se supone que le dio ese nombre por una chica amiga suya en aquellos días (Bárbara).

         La química de los compuestos del barbitúrico la estudió con más detalle Emil Fischer una generación después.

         Cuando Hofmann volvió a Alemania en 1864, Baeyer le hizo la competencia en la investigación de tintes y sintetizó el índigo, su alumno Graebe sintetizó la alizarina.

         La última hazaña condujo a la síntesis del tinte que los ciudadanos del Tirol utilizaban para la realeza (muy parecido en su estructura al añil).

         En 1875 le llamaron de la Universidad de Munich para suceder a Liebig, que había fallecido. Fundó un laboratorio que sería tan famoso como el del mismo Liebig.

         Trabajando, nada menos que con el hijo de Perkin,  encontró métodos nuevos para formar pequeños anillos de átomos de carbono y realizó una teoría para ellos, que se llamó teoría de las tensiones y ayudo a explicar el por qué los anillos de cinco o seis átomos eran mucho más comunes que los de menos cantidad.

         En reconocimiento a la obra en la química orgánica sintética, y por su labor en la síntesis del índigo, se le concedió el honor de recibir el premio Nobel de química de 1905.

NIELS HENRIK DAVID BOHR

Nobel Física-1922

Niels Bohr y el nacimiento de la Mecánica Cuántica

(Por Marisa Pons y Lourdes Domínguez para CIENCIA, y el "azar relativo)

         Bohr, hijo de  profesor de fisiología, estudió física en la Universidad de Copenhague, donde también se destacó como un magnífico jugador de fútbol. Obtuvo su doctorado allí en 1911, obteniendo después una beca de la Carlsberg Foundation para viajar al extranjero con el propósito de ampliar estudios. Gracias a esto, Bohr fue inmediatamente a Cambridge, donde trabajo con Rutherford. En 1916 volvió a la Universidad de Copenhague como profesor de física.

         Rutherford había llevado adelante la idea del átomo nuclear, es decir, la idea de que un átomo contiene un núcleo diminuto y compacto situado en el centro y una nube de electrones situados en la periferia. Estando ya en Cambridge, a Bohr le pareció que si se combinaba la estructura interna del átomo con la teoría cuántica de Planck, desarrollada por este último algo más de una década antes, sería quizá posible explicar como las sustancias emiten y absorben energía radiante. Esta absorción y emisión era de vital importancia para la técnica de la espectroscopia puesto que describía las líneas espectrales descubiertas por Fraunhofer un siglo antes y puestas en uso por Kirchhoff medio siglo después de ser descubiertas. Sin embargo, a lo largo de todo el siglo los científicos se habían contentado con medir la posición de las líneas espectrales sin intentar explicar por qué una línea debía situarse en un sitio determinado en lugar de otro.

         Bohr intentó rectificar esta omisión empezando por considerar el átomo de hidrógeno, que era el más sencillo de todos. En 1913 tenía ya preparado su esquema. Sugirió que el único electrón existente en el átomo de hidrógeno no producía radiaciones al oscilar dentro del átomo. A primera vista que debía producir dichas radiaciones, de acuerdo con las ecuaciones de Maxwell, que indicaban que las radiaciones electromagnéticas se producían cuando se aceleraba cualquier tipo de carga eléctrica, por tanto un electrón moviéndose en una órbita cerrada debía emitir alguna radiación. Sin embargo, Bohr mantuvo que la radiación no se emitía durante el tiempo que el electrón permanecía en su órbita. (La contradicción aparente entre ambas teorías fue resuelta por De Broglie en la década siguiente, demostró que el electrón no era únicamente una partícula, sino también una onda. Schrödinger desarrolló una teoría mediante la cual el electrón no giraba alrededor del núcleo, sino que se trataba puramente de una onda estacionaria formada a su alrededor. Por tanto, el electrón situado en una órbita especial no tenía por qué acelerarse y, por tanto, no tenía por qué emitir radiaciones.)

         Bohr puntualizó que se emitían radiaciones cuando el electrón cambiaba de órbita aproximándose al núcleo. Por otro lado, cuando se absorbía radiación, el electrón se dirigía a una órbita más alejada del núcleo. Por tanto, la radiación electromagnética se producía por cambios en los niveles de energía de las partículas subatómicas y no por las oscilaciones o las aceleraciones de dichas partículas. Esta teoría abría una brecha entre el mundo del átomo y el mundo normal que nos rodea, de modo que se hizo cada vez más difícil la representación de la estructura atómica en términos de sentido común.

         Por ejemplo, el electrón no podía situarse en cualquier órbita, sino que debía hacerlo en una separada una distancia fija del núcleo. Cada órbita tenía una cierta cantidad de energía fija. Cuando el electrón pasaba de una órbita a otra, la cantidad de energía liberada o absorbida era fija, esta cantidad era un cuanto de energía entero. De esta manera se interpretaba la teoría cuántica de Planck como una manifestación de las posiciones discontinuas  del electrón dentro del átomo.

         Bohr pudo incluso elegir los orbitales de energía de manera que pudieran apreciar las líneas del espectro de hidrógeno, demostrando que cada una de ellas marcaba la absorción de cuantos de energía lo suficientemente numerosos para trasladar un electrón de una órbita determinada a otra más alejada del núcleo. (O marcaban la emisión de un cuanto de energía necesario para dejar caer el electrón desde una órbita determinada a otra más próxima al núcleo.) En particular, era fácil estimar las regularidades del espectro de hidrógeno, advertidas ya por Balmer. Para describir las cantidades discretas de energía que deberían poseer los electrones, Bohr hizo uso de la constante de Planck, h, dividida por dos pi. Esto de representa como h y se la denomina h barrada o h cortada.

         El modelo del átomo de hidrógeno de Bohr demostró ser, después de todo, insuficientemente complicado para estimar con gran detalle las líneas de su espectro. Bohr había concebido únicamente órbitas circulares, pero Sommerfeld siguió adelante y desarrolló las implicaciones de la existencia también de órbitas elípticas. También se incluyeron órbitas situadas formando distintos ángulos.

         Aparte de las modificaciones necesarias, el modelo atómico de Bohr fue el primer intento razonable y con éxito de explicar el espectro de un elemento a partir de la estructura interna del átomo y usar los datos espectroscópicos para explicar la estructura interna del átomo. Por ello, Bohr recibió el premio Nobel de física en 1922. Su teoría se confirmó experimentalmente gracias a los trabajos de Franck y de G. Hertz que también recibirían el premio Nobel por ello.

         Bohr fue incapaz de desarrollar modelos atómicos satisfactorios de elementos más complejos que el hidrógeno, pero gracias a ellos puntualizó que cuando un elemento poseía más de un electrón, éstos debían de existir en capas, de modo que los electrones contenidos en la capa más externa determinaban las propiedades químicas de los átomos en cuestión. Pauli demostró dicha noción.

         La idea de que el electrón era al mismo tiempo una partícula (como en su propia teoría) y una onda (como en la de Schrödinger) indujo a Bohr a llevar adelante lo que se había llamado el principio de complementariedad, es decir, que un fenómeno se pueda ver desde dos puntos de vista que se excluyen uno al otro de modo que cada uno de ellos por separado permanece válido. Este principio había sido adoptado afanosamente por algunos biólogos contemporáneos y usado como vehículo de un nuevo tipo de vitalismo. Existía la sugerencia de que los sistemas vivientes se pueden interpretar, por un lado, de acuerdo con las leyes físicas y químicas que gobiernan a los componentes de la célula y, por otro, de acuerdo con las leyes de la vida que gobiernan a la célula o al organismo como un todo indivisible. De acuerdo con esta idea existirían elementos cuya vida nunca podría investigarse por medio de las ciencias físicas. Sin embargo, no se llegó al convencimiento de que esta idea tuviera más éxito que todas las otras ideas esparcidas a lo largo de la historia.

         En 1939 Bohr visitó los Estados Unidos para asistir a una conferencia científica llevando la noticia de que Lise Meitner estaba a punto de anunciar la idea de Hahn de que el uranio experimentaba la fisión nuclear cuando se le bombardeaba con neutrones (partículas sin carga, de aquí su nombre, descubiertas menos de una década antes por Chadwick). Esta noticia disolvió la conferencia y todos los científicos se marcharon a sus respectivos países para confirmar la sugerencia de Hahn y de Meitner. Se confirmó perfectamente y los hechos se pusieron en marcha hasta culminar en la bomba atómica. Bohr prosiguió con sus trabajos con la idea de desarrollar una teoría del mecanismo de la fisión, teoría en la cual el núcleo se representaba comportándose como algo semejante a una gota de líquido. Bohr predijo que el isótopo (átomo de un mismo elemento, en el que varía el número de neutrones) especial, uranio-235, descubierto algunos años antes por Dempster, era el que experimentaba la fisión. Se pudo probar inmediatamente la veracidad de este fenómeno.

         Bohr volvió a Dinamarca y estaba todavía allí cuando las tropas de Hitler ocuparon de repente el país en 1940. En 1943, para evitar ser encarcelado (puesto que evidentemente no cooperó con la ocupación alemana), huyo a Inglaterra a pesar del riesgo personal que ello conllevaba. Posteriormente se marchó a los Estados Unidos, donde trabajó en el proyecto de la bomba atómica en los Alamos hasta 1945. Antes de abandonar Dinamarca disolvió su medalla de oro del premio Nobel en una botella de ácido. Después de la guerra volvió a Copenhague, precipitó el oro del ácido y recuperó su medalla, hecho simbólico del final de un mal. Pero otro había llegado: el de la guerra atómica. Bohr trabajó incansablemente a favor del desarrollo de la energía atómica para usos pacíficos, organizando la primera conferencia de Átomos para la Paz en Ginebra, en 1955. En 1957 recibió la primera distinción de Átomos para la Paz.

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.

WILLIAM RAMSAY

Nobel Química-1904

         Ramsay fue un hombre de enormes conocimientos en muy diversas ramas del saber. En su juventud se interesó por la música y los idiomas, pasando con posterioridad, su  interés, a las matemáticas y las ciencias. Era, además, aficionado al deporte, en todo en lo que se metía sobresalía. Llego a ser un soplador de vidrio de primera calidad. Confeccionó el mismo la mayor parte de los aparatos que más tarde utilizó para manipular los gases que fueron los que le proporcionaron fama y gran prestigio.

         Estudió química en Alemania como alumno de Bunsen y otros. Obtuvo su doctorado en 1873 en la Universidad de Tubinga. En 1880 le nombraron profesor de química en la Universidad de Bristol y en 1887 en la de Londres, en donde sucedió a A.W. Williamson. En 1892 le intrigó el problema planteado por Rayleigh en relación con el nitrógeno, y fue entonces cuando llegó a la cima de su carrera.

         El problema de Rayleigh era que el nitrógeno que obtenía del aire resultaba un poco más denso que el que obtenía de sus compuestos. Ramsay recordó haber leído que Cavendish, en un experimento, hacía mucho tiempo olvidado, había tratado cien años antes de combinar el nitrógeno del aire con el oxígeno y encontró que desprendía una burbuja de aire. Podría haber un resto de algún gas más pesado que el nitrógeno en el aire y que no se combinaba con el oxígeno, al menos así lo había pensado Cavendish.

         Ramsay repitió el experimento de un modo más cuidadoso, trató de combinar una muestra del nitrógeno obtenido del aire con magnesio. También obtuvo que se desprendía una burbuja de gas. Pero Ramsay tenía ahora algo que Cavendish no había tenido, el espectroscopio, que Kirchhoff había introducido en la química una generación antes. Ramsay calentó el gas y él y Rayleigh estudiaron las líneas espectroscópicas que se obtenían. Las líneas más fuertes estaban en una posición que no encajaban con las de los elementos conocidos. Era un gas nuevo, más denso que el nitrógeno, y que formaba aproximadamente el uno por ciento de la atmósfera, completamente inerte y que no se combinaba con ningún otro elemento. Le dieron el nombre de argón (del griego <inerte>).

         Puesto que no combinaba con ningún elemento tenía valencia cero. Teniendo en cuenta eso y su peso atómico, parecía indicar que su posición en la tabla periódica estaba entre el cloro y el potasio, que tenían de valencia uno, así las valencias se sucedían de la manera que creía Mendeleiev, el creador de la tabla.

         Además, si se aceptaba la tabla periódica como patrón, el argón tenía que ser uno de los gases inertes de valencia cero. Tal familia de elementos, no imaginados por Mendeleiev, no encajaba racionalmente en la tabla.

         Ramsay empezó la búsqueda. En 1895 supo que en América se habían obtenido muestras de un gas que se creía que era nitrógeno, a partir de un mineral de uranio. Repitió Ramsay el trabajo con un mineral llamado cleveita, por Cleve, y encontró que el gas, al analizarse por espectroscopia, mostraba líneas que no pertenecían ni al nitrógeno ni al argón. En su lugar, y esto fue lo más sorprendente, es que eran las líneas que una generación antes había observado Janssen en la luz del Sol. En aquel tiempo Lockyer las había atribuido a un nuevo elemento que llamó helio, y ahora resultaba que dicho elemento, helio, existía aquí también, en la Tierra.

         Ramsay y su ayudante trataron de encontrar otros gases en el mineral, pero fracasaron. En 1898 después de licuar el argón lo fraccionaron cuidadosamente. Pasaron muchos meses para conseguir quince litros de argón, que licuaron e hirvieron. La primera fracción contenía un nuevo gas muy ligero, al que le dieron el nombre de neón (nuevo). Las fracciones finales contenían indicios de dos gases pesados que nombraron criptón (escondido) y xenón (extranjero). Se completó la nueva columna de la tabla periódica, excepto la última fila, que se completó años más tarde cuando se hicieron estudios sobre la radioactividad.

         El mismo Ramsay se interesó en la radioactividad porque era una propiedad del uranio y había sido en un mineral de este elemento en donde se había descubierto el helio. En 1903 probó, en colaboración con Soddy, que el helio se producía continuamente en productos radioactivos naturales. Cuando Dorn descubrió el último gas inerte, el gas radioactivo radón, fue Ramsay quien pesó una pequeñísima cantidad y determinó su peso atómico.

         Le hicieron caballero en 1902. Y por sus trabajos en los gases inertes en 1904 le concedieron el premio Nobel de química.

CHARLES EDOUARD GUILLAUME

Nobel Física-1920

         Guillaume estudió matemáticas y física y obtuvo su doctorado en 1883. En ese año entró en la Oficina Internacional de Pesas y Medidas que se acababa de fundar. Empezó como ayudante, fue progresando hasta el puesto de director, se retiró   en 1936.

         Entre sus obligaciones estaba la de aumentar la precisión de los modelos de medidas, llevó a cabo la determinación del volumen del litro. Un kilogramo de agua pura a 4º C se suponía que tenía un volumen exacto de 1000 centímetros cúbicos. En 1904 sus nuevas medidas demostraron que un kilogramo de agua ocupaba 1000,028 centímetros cúbicos. Desde entonces los químicos se refieren a mililitros, en vez de centímetros cúbicos.

         Guillaume buscó con interés algún material barato para construir las unidades de longitud y masa. Lo que se utilizaba era una aleación de iridio y platino, útil, por ser inalterable, pero muy cara. Encontró una aleación de hierro y níquel en la proporción de 9 a 5 que cambiaba muy ligeramente de volumen al ascender mucho la temperatura. Le dio el nombre de invar, que quería decir invariable.

         El invar tiene gran valor en la fabricación de volantes y muelles de relojes, porque al ser invariable con la temperatura marca las horas con más precisión. Haría falta otro medio siglo para que los científicos separasen la cronometría de la mayor parte de las propiedades de la materia, cosa que se le debe a Townes.

         Recompensaron a Guillaume con el premio Nobel de física en 1920 por el descubrimiento y aplicación del invar.