Ahora bien, los sentidos nos muestran que hay distintos cuerpos en la naturaleza, los cuales podríamos dividir racionalmente entre los compuestos (de otros cuerpos) y simples, que podríamos llamar «elementos» y que forman los demás cuerpos: «es elemento, entre los cuerpos, aquel en que los demás cuerpos se dividen y que está intrínsecamente presente […] mientras que él mismo es formalmente indivisible en otros cuerpos» (302a15-20). Estos serían la tierra, el agua, el aire y el fuego (cp. 268b30), principios de lo húmedo y seco, así como de lo caliente y lo frío. La tierra es el elemento más grave, a la vez húmeda y caliente, por lo que «subyace a todos» (312a1-5) y el fuego es el elemento más leve, siendo seco y caliente, es decir, «el que se superpone a todos» (312a1-5). Entre estos dos se encuentran el agua (menos grave que la tierra, siendo húmedo y frío) y el aire (menos leve que el fuego, caliente y húmedo), siendo el agua más grave que el aire, como muestran nuestros sentidos. Otras realidades del mundo natural estarían compuestas de estos, como la madera, que se puede transformar en fuego y tierra fácilmente. Además, debe haber algo más allá del fuego porque este no ocupa las regiones más altas del universo (la cúpula celeste no es ígnea, aunque Aristóteles usa aithēr como derivado de aitheîn, o fuego), por lo que se llamó «éter» a este elemento, en el cual los objetos siguen el movimiento más perfecto y armónico posible: el circular.

      «la tierra está en el agua, el agua en el aire, el aire en el éter, el éter en el cielo, pero el cielo no está en ninguna otra cosa» (212b20).

      Los elementos simples también son aquellos que «tienen por naturaleza un principio de movimiento» (268b25-30), de tal manera que «las que tienen peso [se encuentran] en el centro, las que tienen ligereza, lejos del centro; y está es la disposición que tiene el mundo» (300b20-25). Estos movimientos son, para Aristóteles, características intrínsecas de los cuerpos: «algunos cuerpos poseen necesariamente un impulso de gravedad o de levedad» (301a20-25), incluso definitorias de los elementos, pues «cada uno de los elementos se define con arreglo a cada uno de los movimientos» (276b5-10), siendo la gravedad o levedad son la capacidad de un cuerpo para moverse linealmente: «llamamos “leve” sin más a lo que se desplaza hacia arriba y hacia la extremidad, “grave” sin más a lo que se desplaza hacia abajo y hacia el centro» (308a25-35).

      Los cuerpos graves, por lo tanto, como los creados en base a la tierra y al agua, se desplazan hacia el centro del universo, acumulándose ahí, ya que «lo grave sin más [es] aquello que queda por debajo de todo lo demás» (311a15-20). Los elementos menos graves quedarían alrededor, como el aire rodeando la tierra y el agua y, más allá, el fuego, aún más liviano que el aire. La estructura del mundo, por lo tanto, surge de manera natural: «si uno cambiara de sitio la tierra poniéndola donde ahora está la Luna, no se desplazaría cada una de sus partes hacia ella, sino a donde se halla ahora» (310b1-5).

      Estos movimientos indican claramente que existe dicho centro del universo, ya que la tierra y el agua descienden hacia él, mientras que el aire y el fuego se alejan de él, en ambos casos linealmente y en el mismo ángulo, aunque en dirección opuesta: «resulta evidente que siguen ángulos semejantes el fuego al ascender y la tierra, y todo lo que tiene gravedad, al descender. De modo que necesariamente se desplazarán hacia el centro» (311b34-38). Hay por lo tanto una estructura del universo en términos absolutos, con direcciones objetivas: «es absurdo creer que no existe en el cielo el “arriba” y el “abajo”» (308a15–20), así como «el “delante” y su opuesto, la “derecha” y la “izquierda”» (284b20), siendo el polo sobre Grecia la parte inferior y el lugar por donde salen los planetas, la derecha (cp. 285b). Y si el centro es la tierra, el límite externo es la bóveda celeste, que es la última barrera del universo, todo está contenido en ella y todo se observa en nuestro cielo:

      «no hay nada además del Todo o el Universo, nada fuera del Todo; por esta razón todas las cosas están en el cielo, pues el cielo es quizás el Todo» (212b15).

      Y en torno a ese centro giran los astros: «vemos que el cielo da vueltas en círculo» (272a5). El movimiento circular es más perfecto que el rectilíneo y anterior a él, ya que está más cercano a la quietud (es moverse alrededor del mismo punto, cerrando una trayectoria que no se corta abruptamente, pero tampoco se alarga al infinito, lo cual es impensable para Aristóteles) y, por lo tanto, está vinculado con la eternidad, la incorruptibilidad y la divinidad: «existe por naturaleza alguna otra entidad corporal aparte de las formaciones de acá, más divina y anterior a todas ellas […] en el que sea natural que, así como el fuego se desplaza hacia arriba y la tierra hacia abajo, él lo haga naturalmente en círculo» (269a30-35 […] 269b5-10). Por eso «el movimiento circular uniforme es la medida por excelencia» (223b15) del tiempo, por su constancia y regularidad. No obstante, debe uno «suponerlos dotados de actividad y de vida» (292a20), puesto que se mueven, son seres animados, es decir, que poseen anima, o alma.

      La incorruptibilidad de los astros indica su divinidad, y su movimiento circular es intrínseco a su naturaleza, ya que, desde que la memoria colectiva (histórica) alcanza a recordar, siempre se han mantenido así, por lo que podemos suponer que son distintos a la materia terrenal: «por más que se remite a una creencia humana; pues en todo tiempo transcurrido, de acuerdo con los recuerdos transmitidos de unos hombres a otros, nada parece haber cambiado, ni en el conjunto del último cielo, ni en ninguna de las partes que le son propias» (270b15). Hay, por lo tanto, una diferencia esencial, es decir, específica, entre la realidad del mundo supralunar y la del sublunar, ya que la Luna, por su evidente cercanía, es el objeto que separa los dos mundos.

      Tanta sería la diferencia entre los cuerpos divinos y los terrenales que los primeros ni siquiera tendrían las características que explican el movimiento de los segundos: «el cuerpo que se desplaza en círculo es imposible que posea gravedad o levedad» (269b30-35). Son cuerpos diferentes, de distinta naturaleza a los terrenales, «ingenerable e incorruptible» (270a10-15), que no aumentan ni disminuyen su tamaño, que no cambian de cualidad. Este es el llamado «éter» (270b20-25), «potencia de allá arriba […] por no ser idéntico a ninguno de los cuerpos próximos a nosotros» (339b25-30), con lo cual se hace referencia al cuerpo trascendente, el cual limita y parece contener todo lo que existe: «es limitado en su totalidad el cuerpo que se desplaza en círculo» (271b25-30), de tal manera que fuera de él no habría «lugar ni vacío ni tiempo» (279a10-15).

      «las cosas de allá arriba no están por su naturaleza en un lugar, ni el cuerpo las hace envejecer, ni hay cambio alguno en ninguna de las cosas situadas sobre la traslación más externa, sino que, llevando, inalterables e impasibles, la más noble y autosuficiente de las vidas, existen toda la duración del mundo» (279a20).

      No solo el movimiento de los astros, sino la propia forma del cielo es esférica, como atestigua la trayectoria de la bóveda celeste y porque esta es la figura más perfecta y, por lo tanto, propia de los entes divinos e incorruptibles: «Es necesario que el cielo tenga forma esférica, pues esta figura es la más adecuada a la entidad celeste y la primera por naturaleza» (286b10-15). Y lo mismo ocurre con los cuerpos que este contiene (las diferentes esferas), como la Luna o el Sol, que se ven a simple vista como esferas perfectas. De hecho, las fases de la Luna parecen indicar su esfericidad: «si no, en efecto, no crecería ni menguaría adoptando la mayor parte de las veces forma de lúnula o biconvexa, y una sola vez, de semicírculo» (291b20). Y, si ocurre con un astro, ocurrirá con los demás, pues «todos deben ser similares a uno de ellos» (291b15-20).

       «Es cierto que las observaciones de Mercurio no indican ninguna desigualdad en la inclinación de la órbita o en la posición del nodo, que no resulta de los valores obtenidos para las masas de los planetas conocidos. Pero esto no es una dificultad. Si la perturbación del perihelio no ha pasado desapercibida, es debido a la magnitud de la excentricidad de la órbita, y a que esta circunstancia hizo muy apreciable el cambio en el valor de la ecuación del centro. Sin embargo, nada de esto ocurre para las latitudes, en las que no asumimos que la órbita de la masa perturbadora está fuertemente inclinada a la órbita de Mercurio» (RA).

       Las leyes de Newton permitían justificar parte de este movimiento (5.557 segundos por siglo), pero no todo él. No obstante, al aplicar las fórmulas desarrolladas por la teoría general de la relatividad, se explicaba esta diferencia con gran precisión, hasta el punto de que permitía calcular la oscilación de otros planetas, mucho menos sensible y todavía no observada: «acorde a la teoría general de la relatividad resulta que todas las elipses de los planetas deben rotar alrededor del Sol de la misma forma» (UR: 2,29). También la oscilación de la Luna, que Newton había justificado solo parcialmente, queda explicada en su práctica totalidad. La cercanía de un cuerpo a otro de gran masa ralentizará el tiempo a su alrededor, en mayor medida respecto a cuando estuvieran más alejados, lo cual justificaría este efecto. No es una atracción, sino una distorsión del tiempo y del espacio, lo que produce que las órbitas giren alrededor de sus focos. Y esto refuerza la teoría general de la relatividad, porque esta permitía predecir estos movimientos.

       La segunda prueba requiere la masa del Sol y la luz de las estrellas. Si la gravedad es una curvatura del espacio-tiempo, y por lo tanto curva la trayectoria de la luz, este fenómeno debería ser observable. La Tierra produce una distorsión muy pequeña para ser observada, pero el Sol si tiene suficiente masa como para desviar la trayectoria de la luz sgnificativamente, y Einstein propone un experimento para probarlo: «las estrellas fijas que aparecen cerca del Sol, las cuales se pueden observar durante un eclipse solar total, deben aparecer alejadas del Sol frente a la posición que ocupan en el cielo, cuando el Sol se encuentra en otra posición» (UR, 2:22). Y, en efecto, en un eclipse del 30 de mayo de 1919, dos expediciones organizadas por la Royal Society confirmaron este fenómeno.

       Está comprobación se repitió con la primera imagen de un agujero negro, tomada por el Event Horizon Telescope, que fotografió la luz que se desvía al pasar cerca de este cuerpo masivo, lo cual es la base del gravitational lensing, mediante la cual se han podido descubrir agujeros negros, la materia oscura y planetas extrasolares. Es más, la teoría de la relatividad planteó detalladamente la existencia de estos agujeros negros (un cúmulo de masa suficientemente grande podría tener tanta gravedad que la luz no podría escapar al entrar en su campo gravitatorio), así como los llamados anillos de Einstein, observables en muchas imágenes del Hubble Space Telescope. Es decir, este efecto ha pasado a usarse de manera rutinaria en la astronomía del siglo XX y XXI.

       La tercera prueba, también propuesta por Einstein, es el corrimiento al rojo de la luz proveniente de una estrella muy masiva (que tengan una gran gravedad) y de radio muy pequeño (para que este efecto esté muy concentrado), como una enana blanca. Este efecto se debe a la distorsión del tiempo y espacio que la gravedad proveniente de dicha estrella tiene sobre la luz por ella misma producida. Si bien en los agujeros negros la luz no puede escapar del campo gravitatorio, en las enanas blancas sí lo hace, pero ralentizada. Mejor dicho, se ralentizaría de no ser porque el valor de la velocidad de la luz es absoluto, lo que se traduce en una modificación del tiempo y el espacio de la luz (una ralentización del tiempo y una dilatación del espacio) que se traduce en un corrimiento al rojo de esta (de longitudes de onda más cortas a más largas). Esto fue confirmado claramente en 1954 por Daniel M. Popper:

       «Así, la gravitación parece ser el único efecto que puede producir el corrimiento al rojo observado. Resta comparar el valor observado con el predicho por la relatividad general. […] Concluímos que el corrimiento al rojo observado, que se puede atribuir enteramente al efecto gravitacional, coincide con el valor predicho» (RS).

       La teoría de la relatividad, por lo tanto, expande nuestra comprensión del mundo más allá de los límites fijados por la mecánica clásica, implicando un cambio en las estructuras fundamentales acorde a las cuales pensamos nuestro universo (tiempo y espacio, pero también materia y energía) y siendo fundamental para el día a día de la ciencia moderna y de nuestra forma de vida. Los propios GPSs del móvil, basados en satélites que están considerablemente lejos de la Tierra, tienen que corregir constantemente su posición en función a esta teoría, pues están tan lejos del campo gravitatorio terrestre que su tiempo y espacio son ligeramente distintos al nuestro. Sin esta corrección, al día se acumularán kilómetros de margen de error.

       No obstante, actualmente no están claros los límites de esta teoría, y no se sabe si a una escala aún mayor (como el universo en general) o mucho menor (en las partículas más pequeñas que conocemos, como el bosón de Higgs), estas leyes funcionan y son suficientes para explicar los fenómenos. Al fin y al cabo, incluso con esta teoría, la física contemporánea predice que más del 95% del universo es materia o energía oscura, es decir, una realidad física que no podemos medir de ninguna manera, pero que tiene que estar ahí para darle sentido a nuestra forma de entender el mundo. Y aquí empezamos a movernos, en cierto sentido, en las tinieblas.

Citas:

RA: Le Verrier. Recherches astronomiques. Section IV. Comparison de la théorie avec les observations. (pg. 103).

UR: Albert Einstein. Über die spezielle und die allgemeine Relativitätstheorie. 1986. Zweiter Teil: Über die allgemeine Relativitätstheorie. Kap. 29: Die Lösung des Gravitationsproblems.

RS: Daniel M. Popper. Red shift in the spectrum of 40 Eridani. 1954.

        Imaginemos una habitación en medio del espacio exterior suficientemente alejada de cualquier objeto masivo, es decir, que no sufriese la acción de un campo gravitatorio, sobre cuyo techo hay un gancho que tira de la habitación en cierta dirección con una aceleración determinada. Un individuo que estuviese en el interior de la habitación sufriría una acción igual a la que produciría un campo gravitatorio determinado (sentiría que «cae»). Es más, si no viese el exterior de la habitación, no podría distinguir si está siendo atraído hacia el suelo por acción de un campo gravitatorio o por la inercia que se opone a ser acelerado por el gancho anteriormente descrito. En ambos casos encontramos que la gravedad tiene un efecto sobre los cuerpos equivalente a la aceleración, lo que nos permit ampliar el principio de la relatividad «a los cuerpos de referencia acelerados relativamente» (RT, II: 20).

        ¿Qué ocurriría si emitiésemos un rayo de luz desde esta habitación uniformemente acelerada en perpendicular a la dirección del movimiento? Este se distanciaría a la velocidad de la luz de la habitación pero, además, la habitación se alejaría  perpendicularmente de esta trayectoria con un movimiento acelerado. Es decir, la luz aparecería curvada en relación a la habitación. ¿Y si un rayo de luz se moviese en la dirección del movimiento de la habitación? Cuanto más tiempo estuviésemos siendo acelerados, más nos acercaríamos a la velocidad de la luz, pero esta seguiría alejándose a la misma velocidad, lo que se resuelve con una distorsión del espacio-tiempo. Y, dado que esta situación es análoga (incluso indistinguible) a lo que ocurre en un campo gravitatorio, encontramos que «los rayos de luz se propagan generalmente de manera curva en un campo gravitatorio» (RT, II: 22). Y si la gravedad curva la luz, también curva el espacio-tiempo.

        «Una unidad de distancia de un observador que se mueve en un disco tangencial al perímetro de dicho disco, jugado desde un sistema galileano, tiene una unidad menor a uno, porque un cuerpo experimenta un acortamiento en dirección del movimiento. Por el contrario, esta unidad de medida no experimenta ningún acortamiento en la dirección del radio de dicho disco» (RT, II: 23).

        Dado que la velocidad de la luz es siempre constante (hasta donde sabemos), para mantener su velocidad en un campo gravitatorio donde sufre una aceleración en una dirección determinada, se produce una modificación en el espacio-tiempo tangencial a dicha dirección. Esto implica que el espacio no tiene una geometría euclidea allí donde se encuentra un campo gravitatorio significativo o con una aceleración («Los axiomas de la geometría euclídea no se pueden aplicar exactamente a discos rotatorios y, por lo tanto, tampoco a un campo gravitatorio» (RT, II: 23)), hasta el punto de que «Incluso el concepto de línea recta pierde aquí su significado» (RT, II: 23). Se hace necesario recurrir a otro tipo de coordenadas, como las gaussianas, para describir este espacio distorsionado: «Las coordenadas gausianas no son más que un ordenamiento con dos números para cada punto de la superficie observada, tal que los puntos espaciales vecinos varían muy poco numéricamente» (RT, II: 25).

        La relatividad general, por lo tanto, plantea que «todos los sistemas de coordenadas gausianas son equivalentes para la formulación general de las leyes de la naturaleza» (RT, II: 28)

        Esta teoría podría implicar que, dado que el universo no tiene una geometría euclidea, podría ser limitado sin tener bordes (igual que la Tierra, pero en una dimensión más): «finito, es decir, con un volumen finito, sin tener límites» (RT, II: 31). El universo tendría un espacio riemanniano (aunque casi euclidiano, que estaría causado por la materia y cuyo efecto más notable sería la gravedad: «acorde a la teoría general de la relatividad las propiedades geométricas del espacio no son independientes de la materia» (RT, II: 32)). Grandes cúmulos de masas, mayores que la Tierra (cuyo efecto sobre el espacio-tiempo es mínimo) como el Sol, curvan el espacio-tiempo que, si bien a gran escala sería en gran parte plano, tendría estas pequeñas irregularidades que determinan gran parte de los fenómenos espaciales:

      «nuestro mundo desde una perspectiva geométrica se comporta análogamente a una superficie irregularmente curvada que no se desvía significativamente de un plano, al igual que las pequeñas olas en la superficie de un mar» (RT, II: 32).

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Citas:

RT: P, C – Albert Einstein. Sobre la teoría especial y general de la relatividad. 1986. Parte, Capítulo.

       La teoría especial de la relatividad, estrictamente hablando, no requiere una comprobación experimental, pues está demostrada a priori. Es decir, los experimentos ya estaban hechos, incluso Lorentz había desarrollado una serie de transformaciones (incluyendo el concepto de «tiempo local») para explicarlos, aunque únicamente como hipótesis de trabajo. No obstante, Einstein da una explicación teórica a estos fenómenos, y esto tiene consecuencias e implicaciones en innumerables ámbitos de la ciencia moderna (en todo aquello que viaje cerca de la velocidad de la luz).

       La consecuencia más clara de esta teoría hace referencia a la materia y la energía de los cuerpos. El principio de conservaci’on de la energ’ia se mantiene: «el principio de conservación de la energía debe mantenerse, según el principio de la relatividad, incluso en relación a ambos sistemas de coordenadas» (TK). Pero la energía de los cuerpos depende, en parte, de su energía cinética, la cual depende de su velocidad (E_c=½mv²), y esta es relativa a los distintos sistemas de coordenadas, disminuyendo en aquel en el que la velocidad sea mayor: «la energía cinética del cuerpo en relación a [… el sistema de coordenadas en movimiento respecto a uno en reposo] disminuye a consecuencia de la emisión de luz» (TK). Esto implica que, para que se mantenga esta equivalencia, la masa se ve modificada en función de la velocidad, ya que «la masa de un cuerpo es una medida de la energía en él contenida» (TK).

       Por lo tanto, la energía contenida en un cuerpo se manifiesta como parte de su masa, es decir, masa y energía son dos estados distintos de la misma realidad, siendo la materia una suerte de cristalización de la energía o, dicho de otra forma, la masa es una propiedad de la energía: «la energía que porta un sistema de cuerpos puede ser tomada como una medida de su energía» (RT: I, 15), lo que queda recogido en la fórmula E=mc². Así, los eternos principios de lo pasivo y lo activo, de la materia y la energía, quedan unificados bajo esta teoría.

       Gracias a esta consecuencia de la teoría de la relatividad especial se pueden explicar las características de los electrones y de partículas subatómicas, ya que los propios átomos pesan menos que la suma de sus partes, pues parte de esta masa se expresa como energía (en el caso de los quarks, los constituyentes de los átomos, la diferencia de masa en su estado separado puede ser de 2.000 o 3.000 veces superior a la que tienen formando parte de un átomo):

      «si uno acepta que los estados relativos de la masa eléctrica constituida del electrón no cambian con el movimiento del electrón […] se obtienen unas leyes del movimiento del electrón que no concuerdan con la experiencia» (RT: I, 16).

       Y lo mismo ocurre con los tiempos de desintegración. En el caso anterior del observador en el tren, este puede ser un problema menor y sin importancia, pero… ¿y si en lugar de un observador sobre un tren moviéndose a unos pocos kilómetros por hora tenemos dos partículas subatómicas viajando en el Gran Colisionador de Hadrones? Entonces los efectos de la teoría de la relatividad comienzan a ser más relevantes (en los estudios sobre partículas subatómicas, por ejemplo, la teoría especial de la relatividad se usa de manera rutinaria). Si una determinada partícula que se mueve al 90% de la velocidad de la luz tiene una vida media de un segundo (es decir, cada segundo se desintegra la mitad de las partículas de una muestra), un observador externo verá que la mitad de las partículas se desintegran cada dos o tres segundos (desde la perspectiva en reposo).

       Otra consecuencia de esta teoría es fundamental para la astronomía. Si queremos observar objetos muy distantes, los cuales son los primeros que se formaron en el universo, tenemos que tener en cuenta que la luz que de ellos proviene ha estado viajando durante billones de años a través de un espacio en extensión, por lo que la luz que llega de estos objetos se ha desplazado tanto hacia el rojo, que ni siquiera es luz visible. De hecho, la luz de una infinidad de estrellas y galaxias llega hasta nuestra bóveda celeste, pero no podemos observarla porque es luz infrarroja. Por eso el James Webb Space Telescope, el próximo gran telescopio espacial, está diseñado para detectar luz infrarroja.

       Y, en general, implica que hay que reformular el concepto de simultaneidad. Si queremos medir dos fenómenos y compararlos, tenemos que tener en cuenta la simultaneidad, es decir, la característica que comparten dos fenómenos que ocurren a la vez. Pero esta no es igual para distintos sistemas de referencia. Imaginemos que caen dos truenos a cierta distancia (la misma para los dos) de la estación de tren estática respecto a un observador. Si este ve que los truenos caen a la vez, considerará que son simultáneos, pero para eso tiene que llegarle la luz emitida por dichos rayos desde donde caen hasta el observador, lo cual tarda cierto tiempo (aunque en este ejemplo pueda ser mínimo). Ahora bien, ¿serán simultáneos estos dos fenómenos para el observador que se sitúa en el interior del tren en movimiento? Si este tren se mueve hacia uno de los rayos (B) y se aleja del otro (A), la luz de B llegará antes que la de A, y dado que la velocidad de la luz es siempre la misma, el observador situado dentro del tren juzgará que el rayo en B se ha producido antes que el rayo en A. Y la cuestión es que ambos tienen razón, en función de su perspectiva. Es decir, dos eventos son simultáneos para una referencia determinada, pero no para otra.

       «en verdad este se mueve (juzgado desde la estación fija) hacia el rayo de luz que proviene de B, mientras que se aleja al que proviene de A. El observador verá antes el rayo que sale de B que el que parte de A […] Los resultados que en relación a la estación fija son simultáneos, no lo son respecto al tren, y viceversa (lo que es la relatividad de la simultaneidad)» (RT, I: 9).

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Citas:

TK: Albert Einstein. Ist die Trägheit eines Körpers von seinem Energieinhalt abhängig? 1905.

RT: P, C – Albert Einstein. Sobre la teoría especial y general de la relatividad. 1986. Parte, Capítulo.

        Galileo había demostrado que determinados parámetros físicos eran relativos a la posición desde la que el observador los medía, lo cual implica que no hay coordenadas universales en el universo ni un punto de referencia absoluto, sino que los distintos fenómenos pueden ser descritos desde distintas perspectivas. Pongamos, por ejemplo, que un observador subido sobre un tren en movimiento dejase caer una piedra al suelo. Él vería que esta recorre un movimiento lineal hacia abajo, mientras que alguien situado en la estación de tren vería que está piedra recorre una parábola. Ambos describen el fenómeno correctamente, es decir, en ambos casos, las leyes de la naturaleza se mantienen para ambas perspectivas o sistemas de coordenadas: «si es K‘ en relación a K un sistema de coordenadas uniforme y no rotatorio, los fenómenos naturales en relación a K‘ ocurren en base a las mismas leyes que en relación a K‘» (RT: I, 5).

        «La piedra recorre en relación con un sistema de coordenadas fijo al vagón de tren, una línea recta, y en relación a un sistema de coordenadas fijo al suelo exterior, una parábola. Uno puede ver claramente con este ejemplo, que no hay un movimiento curvo en sí mismo, sino en relación a determinados objetos de referencia» (RT: I, 3).

        Por lo tanto, determinados parámetros (como la velocidad o la posición) hay que darlos en relación a un sistema concreto de coordenadas. Supongamos que el observador lanza una piedra hacia adelante sobre el tren anteriormente descrito. Este vería que la piedra se mueve a la velocidad a la que la ha lanzado, mientras que un observador externo (desde la estación) verá que la piedra se mueve con la velocidad del tren más la que ha adquirido al ser lanzada, lo que podríamos llamar el «teorema de la adición».

        Sin embargo, los nuevos estudios en electrodinámica y óptica hacían dudar de la veracidad de la mecánica clásica: «con los nuevos desarrollos de la electrodinámica y la óptica era cada vez más claro que la mecánica clásica no sería suficiente para la descripción física de la naturaleza» (RT: I, 5). La velocidad de la luz era la misma independientemente del sistema de coordenadas del que se midiese (aunque este estuviese en movimiento, no se añadía esta velocidad a la de la luz), por lo que incluso dicho teorema de la adición estaba en duda: «el teorema de la adición de la velocidad expresado acorde a la mecánica clásica no puede ya ser defendido» (RT: I, 6). Parece contradictorio pensar que la velocidad depende del marco de referencia desde el que se mida, cuando la velocidad de la luz es constante en todo momento.

        Y aquí es donde entra la teoría de la relatividad especial, un nuevo paradigma que explicará los fenómenos observados relativos a la constancia de la velocidad de la luz sin renunciar a la relatividad de Galileo, sino distorsionando el tiempo y el espacio y, por lo tanto, cambiando nuestra concepción más básica del universo.

Teoría especial de la relatividad

        Imaginemos que, como en el ejemplo anterior, un individuo que se encuentra sobre un tren en movimiento lanza un rayo de luz en la dirección del movimiento del tren… ¿a qué velocidad se movería la luz? El individuo que está dentro del tren verá la luz moverse a la velocidad de la luz, pero, ¿qué ocurre con el que está en la estación? La mecánica clásica diría que este vería cada fotón de luz moverse a la velocidad de la luz más la velocidad a la que va el tren, como ocurría con la piedra. No obstante, esto no ocurre. La velocidad de la luz es siempre la misma, para cualquier sistema de referencia. Pero,  ¿y si el tiempo y el espacio no lo fueran? Esta es la solución que plantea Einstein en la teoría de la relatividad especial.

        La velocidad de la luz en el vacío es siempre la misma, pero el tiempo y el espacio de un objeto que se mueve a velocidades cercanas a la luz se ve modificado, de tal forma que la luz sigua yendo a la misma velocidad: «a pesar de que el hombre en el vagón recorre en una unidad de tiempo –medido desde el tren– el trecho w, este trecho no tiene por qué ser w –medido desde la estación en reposo–» (RT: I, 10). Estas relaciones entre distintos sistemas de coordenadas quedan recogidas en las transformaciones de Lorentz, que determinan que cuando mayor es la velocidad, menor el espacio y mayor el tiempo: «un bastón fijo en movimiento es más corto que el mismo bastón cuando está en reposo, y es más corto cuanto más rápido es su movimiento» (RT: I, 12), y «[supongamos que] juzgado desde K, un reloj se mueve con velocidad v; juzgando desde este cuerpo de referencia, entre los dos tics no transcurre un segundo […] sino un tiempo un poco más largo» (RT: I, 12).

        Así, la teoría de la relatividad especial reformula la mecánica clásica, transformando un espacio y un tiempo que se consideraban absolutos y uniformes en parámetros variables, especialmente a velocidades cercanas a la de la luz, como a las que se mueven las partículas subatómicas o determinados fenómenos cosmológicos.

        «La mecánica clásica necesita en primer lugar una modificación para acomodarse a las exigencias de la teoría de la relatividad. Esta modificación implica esencialmente solo las leyes para grandes movimientos, donde la velocidad v de la materia es una parte considerable de la velocidad de la luz» (RT: I, 15).

        No obstante, la teoría especial de la relatividad no es universal, ya que solo se aplica en ausencia de un campo gravitatorio.

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Citas

RT: P, C – Albert Einstein. Sobre la teoría especial y general de la relatividad. 1986. Parte, Capítulo.

       «Cojan dos personas una lámpara cada uno, la cual, estando dentro de una linterna u otro receptáculo, pueda ser tapada y destapada con la interposición de la mano, a la vista del compañero […] muéstrese y ocúltese la luz a la vista del compañero, de tal manera que cuando uno vea la luz del otro, inmediatamente descubra la suya [… ahora] pónganse estos dos mismos compañeros con sus lámparas a una distancia de dos o tres millas» (2NC, PJ).

       Pero no obtuvo ningún resultado concluyente, «no he podido asegurarme si verdaderamente la aparición de la luz es instantánea, pero si no es instantánea es velocísima, diría que momentánea» (2NC, PJ). Quizás hiciesen falta distancias más grandes, que la luz tardase un tiempo significativo en recorrer. Y, gracias a la recién invención del telescopio, las distancias astronómicas ahora se podían observar mejor que nunca. Ole Rømer estudió y observó durante años a Io, el satélite de Júpiter que más cerca se encuentra del planeta y que, por lo tanto, mayor velocidad tiene (cada «42 horas y media aproximadamente, que este satélite tarda en hacer una revolución» (Rømer, 1676). Concretamente, Rømer estudió sus eclipses: cada vez que el satélite pasaba por la sobra de Júpiter quedaba eclipsado, apareciendo de pronto ante la vista de un telescopio cuando salía de esta sombra. El movimiento de este satélite y su regularidad eran ya conocidos, por lo que estos eclipses se podían predecir, hasta el punto de que lo que Rømer estaba buscando era crear un reloj astronómico para los marineros (dada la regularidad de los fenómenos astronómicos, los eclipses de Io se podrían usar para saber la hora por la noche en medio del mar, y así ayudar a los marineros a conocer su latitud). Pero había algo raro: Io parecía salir de su eclipse en función a la posición de la Tierra respecto a Júpiter, tardando un poco más cuando la Tierra está lejos y menos cuando está cerca.

       Y la explicación no tardó en llegar: «esta desigualdad se debe al retraso de la luz» (Rømer, 1676). En el siguiente dibujo, A representa al Sol; B, a Júpiter; D y C al ancho de su sombra; y LKEFGH puntos de la órbita de la Tierra. Cuando la Tierra está en L, la luz que Io recibe del Sol al salir de la sombra de Júpiter tiene que recorrer la distancia DL para llegar a la Tierra. Cuando esta está en K (varios meses después), la distancia a recorrer es DK, por lo que el eclipse se observa ligeramente más tarde cuando la Tierra está en K que cuando está en L. Lo contrario ocurre en F-G, tardando la luz menos en llegar a G que a F.

       Y estas distancias (LK y FG) son bastante considerables («al menos de 210 diámetros terrestres» (Rømer, 1676)) por cada eclipse de Io, mucho más de lo que separaba a Galileo y su ayudante, hasta el punto de ser una diferencia sensible, medible por los instrumentos de la época:

       «es manifiesto que si la luz requiere un tiempo para atravesar el intervalo LK, el satélite será visto más tarde de vuelta en D […] se retardará tanto tiempo como la luz requiera en pasar de L a K» (Rømer, 1676).

       Aunque Rømer no calculó la velocidad de la luz, sus observaciones mostraban que esta no era infinita, aunque pudiese ser inmensa. Pero también aportaban los datos necesarios para hacer ese cálculo: «una razón de 22 minutos por todo el intervalo HE» (Rømer, 1676), los cuales fueron desarrollados por Huygens:

       «suponiendo que el diámetro de la órbita terrestre no sea más de 22 mil diámetros terrestres, que parece que son atravesados [por la luz] en 22 minutos, esto hace mil diámetros en un minuto o 161 diámetros en un segundo o un pulso, que son más de mil cien veces cien mil toises [214,393,994 metros por segundo]» (Huygens, TL).

       Con este resultado obtenemos que el tiempo que la luz habría tardado en recorrer la distancia que separaba a Galileo de su ayudante son 7,5 millonésimas de segundo (non instantanea, ma ben momentanea). Independientemente de la precisión de este resultado, mostró que la velocidad de la luz no era infinita, y fomentó la investigación de la luz a distintos niveles, incluyendo la influencia del medio en el que la luz se debía mover, sobre dicho movimiento. Y es que durante el siglo XIX se había planteado que distintos fenómenos se mueven a través de distintos campos que ejercen una influencia sobre el fenómeno en cuestión (por ejemplo, el campo magnético y el eléctrico). Desde la más remota antigüedad se creía en la existencia del llamado «éter», un campo en el que los objetos más divinos y elevados se moverían. Y al determinar la velocidad de la luz con precisión, se abrieron las puertas al estudio de la influencia del «éter luminoso» sobre esta. Eso es lo que se propusieron Michelson y Morley, para lo cual diseñaron un experimento basado en la interferencia de la luz, es decir, dividían un haz de luz en dos mitades que se dirigirán con un ángulo de noventa grados hacia dos espejos que los devolverían al punto de partida, desde donde saldrían hacia un detector. Aquella mitad del haz de luz que se dirigiese contra el éter luminoso se vería retrasada e interferiría con la otra mitad del haz, que al moverse perpendicularmente al éter no se vería retrasado.

       Pero el resultado fue negativo. No se percibía ninguna interacción, como si la luz se moviese al margen del éter luminoso: «el auténtico desplazamiento, podemos concluir, no era ciertamente una parte entre veinte, y probablemente ni siquiera una de cuarenta, de la teórica» (MM). Más allá, la velocidad de la luz no era únicamente constante respecto al medio en el que se movía, sino también respecto a la velocidad de la fuente que la emitía. De Sitter muestra en base a la observación de sistemas dobles espectroscópicos de estrellas (cuando dos estrellas aparecen en el cielo como una sola, aunque por espectroscopia se detecta que son dos, normalmente porque ambas giran una alrededor de la otra y, por lo tanto, están muy cerca), que la velocidad de propagación de la luz no dependía de la velocidad del cuerpo que la emitía: «la velocidad de la luz es independiente del movimiento de su fuente» (de Sitter, 1913), y las teorías de Lorentz sobre el electromagnetismo y la óptica muestra que la velocidad de la luz en el vacío siempre es la misma, independientemente del sistema de referencia. Para explicar los fenómenos electromagnéticos, Lorentz tuvo que proponer una serie de transformaciones de las dimensiones espacio-temporales, entre las cuales se habla del «tiempo local» de los fenómenos frente al «tiempo universal»:

       «Ahora, para simplificar las ecuaciones, las siguientes cantidades deben ser consideradas como variables independientes:

      La última de estas es el tiempo, calculado en un instante que no es el mismo para todos los puntos del espacio, sino que depende del espacio que deseemos considerar. Deberíamos llamarlo tiempo local, para distinguirlo del tiempo universal t» (EOP).

       Pero no sería hasta Einstein que estos fenómenos quedarían finalmente explicados.

Citas:

• 2NC, PJ: Galileo Galilei. Discurso y demostraciones matemáticas en torno a las dos nuevas ciencias. Primera jornada. 1638.
• Rømer, 1676: Ole Rømer. Demonstration touchant le mouvement de la lumiere trouvé par M. Rømer de l’Academie Royale des sciences. 1676.
• TL: Christiaan Huygens. Traite de la lumiere. Capítulo 1. 1690.
• MM: Michelson and Morley, 1887, On the relative motion of the Earth and of the luminoferous ether.
• de Sitter: Willem de Sitter. A proof of the constancy of the velocity of light. 1913.
• EOP: H. A. Lorentz. Simplified Theory of Electrical and Optical Phenomena in Moving Systems.

de creer en el futuro y pensar que el futuro va a ser mejor que el pasado.

Y no puedo pensar en nada más excitante que salir ahí fuera y estar entre las estrellas», Elon Musk, Space X.

La carrera espacial

          El ser humano no solo pretende conocer el espacio, sino visitarlo. Quizás podríamos decir que esta carrera por conquistar el espacio comienza en 1935, cuando dos aventureros (pues hay que tener valor) superaron los 22.000 metros de altura en un balón de helio, el Explorer II, realizando la primera fotografía en la que se puede observar la curvatura de la Tierra, lo que fue repetido con más éxito en 1948, alcanzando los 160 km y mostrándola claramente.

          En 1957 la URSS alcanza el espacio exterior lanzando el Sputnik 1, una esfera metálica de casi 60 cm de diámetro capaz de emitir ondas de radio, y, posteriormente, con el Vostok 1, lo hace el primer hombre (Yuri Gagarin) seguido de cerca dos años después por la primera mujer en el espacio (Valentina Tereshkova). Comienza así la carrera espacial, una lucha tecnológica y científica entre la URSS y EE.UU. para conquistar el espacio y demostrar al mundo quién tenía mayor potencial tecnológico e, indirectamente, militar.

          La siguiente gran conquista en la carrera espacial vino por parte de la NASA, que consiguió poner a dos personas (Neil Armstrong y Buzz Aldrin) en la Luna en 1969. En aquel momento todavía se desconocía la composición y textura de la superficie lunar, siendo un riesgo probable que su superficie no fuese firme, de tal manera que los astronautas quedarían enterrados por metros (o kilómetros) de polvo lunar. Agarrado todavía a la escalera del módulo lunar (el Eagel) Armstrong confirma que este sólo se había hundido un par de pulgadas en la superficie. Y, tras saltar del módulo y pisar por primera vez la superficie lunar, pronuncia una frase que se haría famosa en el mundo entero: «este es un pequeño paso para un hombre, pero un gran paso para la humanidad» (Armstrong).

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          Poco más tarde leyeron la placa que dejaron en una de las patas del Eagel: «Aquí, los hombres del planeta Tierra por primera vez pisaron la luna. Julio de 1969 d. C. [después de Cristo, originalmente anno domini]. Venimos en paz para toda la humanidad», mostrando así la pretensión de que el descubrimiento del espacio pudiera ser una posibilidad para fomentar la unidad entre seres humanos. No obstante, nótese que la placa está escrita en inglés, datada según el calendario gregoriano y en referencia al origen del cristianismo. Además, poco después clavaron la bandera estadounidense en la superficie lunar.

          La carrera espacial termina poco más tarde, en 1975 con el Apollo–Soyuz o «Аполлон» – «Союз», el momento en el que el módulo Apollo de los EE.UU. y la cápsula Союз de la URSS se acoplaron en el espacio para una misión conjunta, quedando la paz simbólicamente firmada, al menos fuera de la Tierra, con el apretón de manos entre Stafford y Leonov.

          Pero las misiones espaciales continuaron. Hasta 1972 aterrizarían con éxito otros cinco módulos lunares del proyecto Apollo, estudiando la superficie lunar y trayendo de vuelta hasta 842 libras (382 kg) de material para su estudio en la Tierra. Sin embargo, el programa Apollo se detuvo porque al analizar estas muestras se encontraron diversos minerales, pero únicamente trazas de agua, lo que dificultaba enormemente el proyecto de establecer una colonia de seres humanos (y ciudades, en un futuro) en este satélite, ya que implicaría que habría que llevar grandes cantidades de esta para garantizar la supervivencia de los colonos, lo que cuesta actualmente unos 55.000 dólares por libra. Y los humanos necesitamos mucha agua para vivir (básicamente para beber y cultivar). Sinceramente, no había nada especialmente interesante (o útil) en la Luna, y arriesgar la vida de los astronautas y gastar miles de millones de dólares para traer kilos y kilos de polvo a la Tierra no parecía tener mucho sentido.

          Al menos, hasta finales de la primera década del siglo XXI, cuando la sonda Chandrayaan-1, orbitando a unos 100 km de la superficie lunar, detectó grandes cantidades de agua cerca de los polos de la Luna; lo que luego fue confirmado con la sonda Cassini (en su viaje hacia Saturno), y expandido a todas las latitudes.

          Si había grandes superficies de agua bajo la superficie, el sueño de construir una ciudad en la Luna volvía a ser factible. Surge el proyecto Artemisa, que planea enviar de nuevo a seres humanos (incluyendo a la primera mujer) a nuestro satélite. Y, en esta ocasión, para quedarse. Además del encanto y del hito histórico del proyecto, también tiene una importancia práctica, pues la Luna sería el lugar ideal para la próxima colonización espacial: Marte.

Misión: Marte

          El color rojo de Marte, visible a simple vista, ha hecho siempre de este un planeta especial. Pero, a medida que se avanzaba en su observación, comenzó a ser algo más que el dios de la guerra: un posible hogar. Ya a finales del siglo XIX, Schiaparelli’s realiza el primer mapa de la superficie marciana, usando para ello un telescopio terrestre, pero no es hasta 1964 cuando la Mariner 4 consigue las primeras imágenes del planeta rojo desde el espacio, en las que se vio que la atmósfera era muy delgada, que no había campo magnético, ni radiación ni agua en la superficie (posiblemente por el viento solar). Tampoco parecía haber vida en Marte, al menos en el 20% de la superficie observada por la sonda.

          Pero eso no significaba que no haya habido vida alguna vez. Las Mariner 6 y 7 descubrieron que la atmósfera de Marte era básicamente CO₂, pero también observan cauces de antiguos ríos. Posteriormente, la Mariner 9 consigue mapear el 85% de la superficie del planeta, incluyendo el icónico volcán Olimpo (la montaña más grande del sistema solar, con más de 22 kilómetros de altura sobre la base).

          Pero el objetivo no era únicamente observar al planeta rojo, por lo que en 1976 las sondas Vikings consiguen no solo una imagen en mosaico de gran parte de la superficie de Marte, sino aterrizar exitosamente en el planeta, tomando datos sobre el clima de Marte y sobre su tierra, descubriendo que es principalmente arcilla rica en hierro (de ahí su color).

          Sin embargo, el objetivo de estas sondas era únicamente aterrizar en el planeta. Su propia estructura no tenía capacidad para moverse, no estaba pensada para ello. Tampoco se sabía si la superficie de Marte iba a ser lo suficientemente sólida como para soportar el peso de una nave o si se iba a hundir o si estaba cubierta de decenas de metros de polvo… Pero parecía que tenía un suelo sólido que, quizás, en el futuro podrían pisar los humanos.

          Estas incursiones parecían mostrar que Marte podría ser un lugar habitable. Es cierto que apenas tenía atmósfera y que esta es básicamente CO₂ (tóxico para los animales), pero su superficie es rocosa como la terrestre, con ríos de lava antiguos como los de la Tierra, incluso parecía que el agua líquida había fluido sobre la superficie de Marte en determinados periodos de la historia del planeta, y se observaban deltas producidos por ríos ya desaparecidos. Pero, además, se encontró agua (disponible para usar, tras extraerse) bajo las regiones polares de Marte. El Mars Reconnaissance Orbiter ha descubierto hasta 821.000 km cúbicos de hielo en los casquetes polares de Marte (un cuarto del agua que tiene el mar Mediterráneo) y se encontró perclorato, que es un alimento de algunos microorganismos terrestres, en los depósitos subterráneos de agua de la región polar de Marte (llamada Phoenix). Quizás costase varias décadas (quizás no siglos) colonizar Marte, pero era evidente que alguna vez había existido vida en el planeta o que, por lo menos, podía haber existido. Pero para llegar allí había que seguir estudiando y, en primer lugar, poder moverse por él.

          Entonces se lanzan el Pathfinder lander y Sojourner Rover (1996), que consiguen aterrizar con éxito y enviar de vuelta miles de imágenes y millones de mediciones sobre la atmósfera, la temperatura y la velocidad del aire en la superficie del planeta, además de ser (el Sojourner) el primer rover con ruedas capaz de moverse por Marte, con lo que comenzamos a explorar el planeta, saludando primeramente a la roca Yogi, que nos esperaba impasible.

          Y a partir de entonces se envían distintos rovers cada vez con más instrumentos y capacidades. El Spirit y el Opportunity aterrizan sobre Marte y envían hasta 200.000 fotos a lo largo de seis y quince años respectivamente, así como mediciones meteorológicas del planeta, de la estructura química del suelo y del aire, probando que en Marte hubo ambientes habitables, no solo con agua líquida fluyendo sobre la superficie, sino con temperaturas elevadas y una atmósfera más densa. Se encuentra hematita, un mineral que se forma principalmente en el agua (aunque también en otras situaciones), así como rocas que presentan la misma erosión que en la Tierra las piedras desgastadas por el agua. El Opportunity, la misión más larga desarrollada en otro planeta, tenía planeado sobrevivir noventa soles (días marcianos, que al cambio serían unos 92,5 días terrestres), pero duró más de 5.000, hasta que se perdió la comunicación con él tras sus últimas palabras: «mi batería está baja, y está oscureciendo».

The last message they received was basically, “My battery is low and it’s getting dark.” They hoped that the windy season would clear dust off the solar panels (if that was the problem). Since then they’ve been pinging her again and again, every way they knew… 3/

— Jacob Margolis (@JacobMargolis) February 12, 2019

          La última misión en Marte es el Curiosity, que analizó por primera vez muestras de suelo, detectando azufre, oxígeno, nitrógeno, carbono… y otros elementos indispensables para la formación de la vida tal y como la conocemos en la Tierra. Y continuó haciendo mediciones que serán útiles para la futura vida en Marte, como los análisis de la radiación sobre la superficie, descubriendo que es similar a la que reciben los astronautas en la Estación Espacial Internacional.

          El pasado 30 de Julio se lanzó el próximo rover, el Perseverance, que busca encontrar restos de vida en Marte, preparar muestras para una misión de ida y vuelta (de otra nave) que las traerá a la Tierra para su posterior análisis, estudiar el impacto de la atmósfera marciana en los trajes espaciales humanos y probar el vuelo no tripulado sobre la superficie.

          Quepa mencionar que las misiones espaciales han estado siempre dirigidas por los Estados, pero, en las últimas décadas, Elon Musk se ha abierto camino en este ámbito a través de sus múltiples empresas privadas (como Space X), abaratando enormemente los costes de un vuelo espacial, permitiendo hacer una realidad de los viajes comerciales alrededor de la Tierra, de la Luna, en Marte o incluso en la propia Tierra (permitiendo vuelos transoceánicos en alrededor de media hora), así como haciendo más realizable el establecimiento de una colonia de seres humanos en Marte en las próximas décadas, gracias al exitoso uso de sus cohetes espaciales que, entre otras cosas (como su tamaño y su potencia) son reutilizables.

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          De la unión entre los telescopios espaciales y la carrera espacial, surge la exploración de los astros del sistema solar de la mano de diferentes sondas.

Solar Orbiter

          Varios proyectos buscan describir los comportamientos del Sol en detalle, lo que es importante para conocer y predecir sus ciclos y los picos de su actividad a través de sus manchas solares: «las manchas negras en el Sol están asociadas con actividad solar, como, frecuentemente, el origen de grandes explosiones como las llamaradas solares o las eyecciones de masa coronal» (NASA). Esto podría tener efectos sobre la forma de vida actual en la Tierra (basada en una tecnología, que podría verse afectada por la actividad solar), pero sobre todo tiene relevancia para los proyectos de conquista espacial, ya que los astronautas están muy expuestos a la radiación solar, al estar alejados del campo magnético terrestre que habitualmente nos protege de ella, por lo que estudiar los ciclos del Sol es vital para la carrera espacial.

          El Solar Orbiter, desarrollado por la ESA y la NASA, ha obtenido las imágenes con mayor resolución hasta el momento. Se han visto las llamadas campfires, que son descritas por la ESA de la siguiente manera, como si fuesen un paso más de las manchas solares que descubrió Galileo: «una multitud de pequeñas erupciones en bucle, que producen puntos brillantes y pequeñas estructuras fibrilares oscuras y dinámicas» (NASA).

          Y también el Solar Dynamic Observatory, un proyecto de la NASA que busca estudiar el impacto de este tipo de erupciones sobre la vida en la Tierra.

Marine 10 – Venus y Mercurio

          Los planetas más cercanos al Sol tienen las superficies rocosas más inhóspitas de todo el sistema solar. La URSS mandó las (16) sondas Venera para estudiar a Venus, siendo (V3) los primeros artefactos humanos que entraron la atmósfera de otro planeta (en 1982), descubriendo una superficie infernal, con una presión atmosférica 90 veces superior a la terrestre y una temperatura media de 450ºC, producidas por su atmósfera de gases de efecto invernadero, lo que da lugar a nubes de ácido sulfúrico y dióxido de azufre, una superficie de piedra volcánica (basalto) a la cual no llegan ni siquiera los meteoritos (excepto que tengan un tamaño considerable), porque se desintegran antes. Esto se tradujo en la destrucción en pocos minutos (desde 23 hasta 127) de las sondas Venera. De hecho, las dos primeras que tenían previsto aterrizar en su superficie (V3 y V4) ni siquiera la alcanzaron. No obstante, algunas sondas pudieron mandar varias imágenes y datos antes de quedar inutilizables.

          Paralelamente, la NASA envió las sondas Mariner, teniendo la M10 como misión estudiar la superficie de Venus y Mercurio, y realizando por primera vez un gravity assist manouver, por el cual las sondas cogen impulso acercándose al campo gravitatorio de un cuerpo celeste para salir despedidas con mayor rapidez hacia un nuevo destino, más lejano. Se observa Mercurio por primera vez, como una luna, con multitud de cráteres y ríos de lava. De hecho, el comportamiento de Mercurio es similar al de muchas Lunas, ya que su órbita está prácticamente acompasada con el giro sobre su propio eje. Además, cuando Mercurio pasa más cerca del Sol, orbita el Sol más rápido de lo que gira sobre sí mismo, lo que produce un doble amanecer (el Sol sale, se pone por donde ha salido, y vuelve a salir) en unos cuantos días.

          Recientemente (2020) se descubre fosfina en las nubes de Venus, que podría tener un origen orgánico. De momento, pongamos el resultado en cuarentena.

Juno – Júpiter

          Tras llevar a cabo una maniobra de propulsión gravitacional sobre la propia Tierra, la sonda Juno llegó a Júpiter al cabo de seis años y tomó las fotografías más detalladas de su superficie, desvelando (por espectroscopía) que sus nubes eran de amonio, sulfuros y fosfatos. También obtuvo fotos infrarrojas del caótico polo norte de Júpiter y el gran punto rojo, visible desde la Tierra con un buen telescopio, pero no con este nivel de detalle. También se han observado los ciclones del polo sur con luz infrarroja y la formación de tormentas en su superficie.

Cassini-Huygens – Saturno

          Quizás el planeta más bello del sistema solar haya sido (desde la invención del telescopio) Saturno. Galileo observó el anillo de este planeta, pero no con la suficiente resolución como para deducir que era un anillo, llegando a pensar que sería una formación de tres planetas juntos.

          Podríamos decir que la evolución de este dibujo, tras varios siglos de estudio, son las imágenes de la sonda Cassini-Huygens, la cual sobrevoló el planeta mostrando los detalles de su superficie, sus anillos y las lunas que le rodean. Entre estos detalles, se vieron tormentas sobre la superficie, incluyendo el característico hexágono del polo norte y revelando el huracán que se encuentra en su interior (llamado «La rosa» [The rose]). Poesía cósmica.

          También se ha podido ver el anillo de Saturno en detalle, desvelando que son una miríada de anillos concéntricos, causados por el paso de las distintas lunas entre las capas de este anillo, las cuales no sólo recogen todas las partículas con las que se encuentran en su órbita, sino que perturban el movimiento de las partículas circundantes (como se observa en el caso de Prometeo).

          También se ven distintas características de estas lunas, como la superficie de Febe, que recuerda esas palabras de Galileo sobre la apariencia accidentada y montañosa de la nuestra, o la superficie de Titán, captada por la sonda Huygens, que tenía la misión de separarse de Cassini y aterrizar (o estrellarse) sobre esta, obteniendo imágenes del proceso.

          La sonda Cassini finalmente se dirigió hacia Saturno, desintegrándose en su atmósfera y pasando a formar parte del gigante gaseoso (impidiendo, así, que pudiese interferir con algún satélite del planeta).

Voyager – Urano y Neptuno

          Las sondas Voyager fueron diseñadas para estudiar Saturno y Júpiter, pero continuaron hacia Urano y Neptuno. En este proceso, han descubierto el sistema de anillos de Júpiter; fotografiado su superficie con un nivel de detalle nunca antes visto, incluyendo el gran punto rojo; observado la actividad volcánica en Io; el hielo en Europa… Incluso se graba la Blue movie, entre 58 y 31 millones de kilómetros de Júpiter, durante 60 días. También se obtienen imágenes de Saturno desde cinco millones de kilómetros, y de Urano, mostrando nubes de metano y ríos de agua y amoniaco, así como Neptuno, también con sus tenues anillos.

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          Pero tampoco se detuvieron en estos planetas, sino que continuaron su viaje hacia el espacio exterior (nunca mejor dicho) siendo los primeros dispositivos humanos que salen de la heliosfera (una burbuja creada por la influencia del Sol, es decir, por su campo magnético y por el viento solar) y alcanzan el espacio interestelar. Nos permiten obtener datos por primera vez de estas regiones remotas, y de la radiación que bloquea el Sol y la burbuja magnética en la que este se mueve.

New Horizons – Plutón

          La sonda New Horizons tenía la misión de sobrevolar Plutón y un asteroide del Cinturón de Kuiper de unos 30 km de diámetro, a 6.600 millones de kilómetros de la Tierra. Del primero mostró detalles de su superficie, como la gran planicie de Sputnik [Sputnik Planitia], formada básicamente por nitrógeno congelado (a menos de doscientos veinte grados bajo cero), así como de montañas de hielo de metano.

          Del segundo pudo sacar su estructura binaria, siendo el objeto más lejano y primitivo del universo en ser visitado por una sonda, siendo una muestra de los materiales iniciales del sistema solar.

          Por su paso cerca de otros planetas no dejó de fotografiarlos, incluyendo esta espectacular erupción volcánica de Tvashtar, en Io, aumentando las evidencias de actividad volcánica en la luna de Júpiter.

       Los resultados del Hubble tardaron en llegar (hubo que enviar astronautas a cambiar, en el espacio (!), la lente principal del telescopio), pero cuando estuvo puesto a punto, comenzó a obtener las imágenes más espectaculares (y significativas) de la historia de la astronomía (y posiblemente de la ciencia). Nótese que todas las imágenes en esta entrada son las originales, obtenidas de organismos oficiales como la NASA o la ESA, y son fotografías, no dibujos o diseños 3D (salvo excepciones, que se especifican en el pie de foto).

          En primer lugar, tenemos las imágenes obtenidas de los planetas y las lunas de nuestro sistema solar, que no solo tienen una gran calidad, sino que han permitido ver por primera vez determinados fenómenos, como las auroras en Júpiter o Saturno y los impactos de distintos meteoritos sobre su superficie.

       Sin embargo, las imágenes de más trascendencia del Hubble son las del espacio profundo, es decir, las de objetos muy distantes. Y las más espectaculares de estas son las de las nebulosas (inmensas nubes de polvo, de miles de años luz de diámetro, en cuyo interior se forman constantemente estrellas), así como las de supernovas (explosiones de estrellas), apodadas con nombres como «Los pilares de la creación» [The pillars of creation], «La mariposa» [The butterfly] o «La montaña mística» [The mystic mountain].

       Pero más allá del valor artístico de estas imágenes, se descubren una serie de astros que no se habían visto nunca antes. Entre ellos, los más llamativos son los agujeros negros, objetos tan masivos y densos que ni siquiera la luz puede escapar a su gravedad, los cuales si bien habían sido planteados en el siglo XVIII por John Michell y posteriormente por Albert Einstein, fueron confirmados por primera vez por el Hubble. Aunque este no pudiese verlos (pues son, por definición, invisibles, ya que la luz no escapa de ellos), observó gases moviéndose a gran velocidad alrededor de un punto masivo (50-100 masas solares), pero muy (muy) pequeño (normalmente unos pocos kilómetros de superficie –aunque los hay desde unas pocas millas, hasta miles de millones de km de diámetro). Es más, se observó que estos están por todos lados, mostrando una correspondencia entre el tamaño de las galaxias y el de los agujeros negros que albergan en su centro. Posteriormente, el Event Horizont Telescope consigue una «imagen» de uno de estos (aunque lo que se observa es la luz con trayectoria modificada alrededor de dicho agujero negro), el M87 (a 55 millones de años luz).

       El Hubble también ha contribuido al descubrimiento y estudio de los exoplanetas, es decir, los planetas que se encuentran fuera del sistema solar. Aunque es fácil de plantear que estos existan, es complejo probarlo, pues al no ser luminosos (únicamente reflejan parte de la luz que reciben de la estrella que orbitan), es muy difícil detectarlos. La mayoría de los que se conocen (unos pocos miles, lo que es una cifra muy modesta en comparación con los cien mil millones de estrellas conocidas) se han descubierto midiendo el descenso en luminosidad de la estrella que orbitan cuando estos pasan por delante (sobre el 75%) o midiendo los pequeños efectos gravitatorios que estos causan en dichas estrellas (alrededor del 20%), pero de muy pocos de ellos (el 1%) tenemos imágenes directas. Y algunas de estas imágenes son del Hubble, que también ha detectado zonas de formación de planetas (protoplanetary disks).

       Para comprobar la máxima capacidad del Hubble para detectar objetos muy sutiles y muy distantes, decidieron hacer una prueba a ciegas: apuntar el telescopio hacia la zona más oscura del universo, allí donde parecía que no había nada y que, por lo tanto, ni se había estudiado ni debería haber ninguna fuente de luz que nos impidiese alcanzar la máxima profundidad que el telescopio permitía. Así que dirigieron el Hubble hacia un punto de la constelación de la Osa Mayor, y voilá. De repente, aparecieron cientos de galaxias nuevas, algo que nunca antes se había visto. Las discusiones sobre si la Vía Láctea era la única galaxia del universo o si junto con Andrómeda era todo lo que había se esfumaron de golpe, con una sola imagen.

       Cabe mencionar que esta fue la primera vez que los resultados de astronomía se publicaron al público sin reservas, en lugar de tomarse como secretos de Estado. Y las imágenes de diferentes galaxias también son de las más espectaculares del Hubble.

       Pero, además, se observó que estas galaxias aparecían a distintas distancias, lo que implicaba que las más lejanas eran las primeras que se habían formado en el universo, y las más cercanas las últimas, lo que permitió estudiar su evolución en grandes periodos de tiempo, mostrando que las primeras son más pequeñas y globulares, siendo las más modernas productos de los choques entre distintas galaxias.  Y esto nos permite estudiar la edad del universo, porque los objetos más lejanos son aquellos que se formaron más cerca del origen (las galaxias se mantienen desde el principio de los tiempos, aunque sus formas, así como los astros que las forman, varíen). «Cuanto más profundo miremos en el espacio, más atrás vemos en el tiempo […] mirar profundo es mirar atrás» (NASA) por lo que observando los objetos más distantes y comparando su luminosidad con los de objetos «cercanos» conocidos, se pudo calcular con mayor precisión la edad del universo: 13.800 millones de años. Y se vio que estaba expandiéndose aceleradamente, debido a la energía oscura, que no podemos detectar, pero sí sus efectos sobre la materia. Rentable, el aparatito.

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          No obstante, el Hubble también tiene sus limitaciones, lo que plantea actualmente la necesidad de enviar otro telescopio al espacio con otras características. En primer lugar, necesita una capacidad de recepción de luz mayor para poder ver los objetos con mayor detalle (como Spitzer deseaba). Pero también se requiere, principalmente, profundizar en la luz infrarroja, por varias razones. En primer lugar, porque aunque las nebulosas que hemos visto tienen una belleza inigualable, también son opacas, por lo que ocultan en gran medida lo que ocurre en su interior (especialmente la intensa formación de nuevas estrellas). No obstante, también son frías, a diferencia de las estrellas recién formadas o en formación, por lo que con un telescopio dedicado a recibir luz infrarroja, podemos ver lo que ocurre en las estrellas en el interior de las nebulosas, tras miles de años luz de polvo opaco. Pero, además, la luz de los primeros fenómenos ocurridos en el universo ha viajado durante tanto tiempo por un espacio en expansión, que su longitud de onda ha dejado de ser visible, pasando al infrarrojo. Y para eso está el proyecto The James Webb Space Telescope, que dejará obsoleto al Hubble con sus 6,5 metros de recepción de luz infrarroja.

          Sin embargo, durante el siglo XX se comienza a investigar el espacio en profundidad, con nuevos instrumentos y teorías nunca antes conocidas (completamente bizarras, pero ciertas). En unas pocas décadas se descubrirán otras galaxias, así como supercúmulos de ellas, sabremos su vida y «veremos» como chocan unas con otras; la materia y energía oscura, que representa el 95% del universo y que no podemos detectar, pero que tiene que estar ahí; se rastrea el origen del universo hasta sus primeros momentos; se encuentran otros planetas, algunos con condiciones similares a la Tierra; estrellas de neutrones tan pequeñas que cabrían cuatrocientos millones en nuestra Luna, aunque cada una podría tener 600.000 veces la masa de nuestra Tierra; estrellas magnéticas; supernovas; agujeros negros… Y, con un carácter mucho más práctico que intelectual y estético, comienza a encontrarse agua por todos lados (como la Luna de la Tierra; Europa, una de las lunas de Júpiter; Marte…), lo que nos permite plantear seriamente la colonización de otros cuerpos celestes.

          Se busca, por lo tanto, estudiar y desvelar los secretos del universo: qué cuerpos lo componen; qué naturaleza, qué forma y qué composición tienen; dónde están; cómo interaccionan entre ellos y con nosotros; y, quizás la pregunta más importante: ¿hay vida más allá de la Tierra? ¿Estamos solos? Pero también buscamos extender la vida, en general, y nuestra especie, en particular, a ellos. Buscamos lugares colonizables y formas de colonizarlos. El siglo XXI está llamado a extender la especie humana a otros astros, y para ello, tanto el desarrollo técnico como el conocimiento científico van de la mano, mostrándonos un universo de una belleza inigualable, pero también permitiéndonos soñar con un nuevo hogar en las estrellas.

El espacio profundo

«todavía se deberán inventar otras ayudas para la vista

que sean mejores de las que ya tenemos,

como estas lo son al ojo desnudo, de tal manera que, quizás,

seamos capaces de encontrar criaturas vivas en la luna,

o en otros planetas» (M, prefacio).

          Desde la invención del telescopio, estos se mejoran cada vez más. Newton corrige la aberración cromática, las lentes se hacen mejores, incluso se sustituyen por juegos de espejos (más fáciles de construir y de escalar)… Y, sobre todo, se hacen más y más grandes. O, mejor dicho, más gordos, es decir, con mayor apertura, para captar más luz, lo que te permite ver objetos más sutiles. No obstante, en el siglo XX, estos alcanzan su límite en líneas generales, ya que la propia atmósfera comienza a ser un problema para la observación astronómica, por su densidad, su movimiento (especialmente con el calor), su composición… y su contaminación lumínica residual (lo que aumenta considerablemente desde la invención de la luz y la consecuente iluminación del mundo nocturno): «los telescopios en la tierra ya han alcanzado el límite impuesto por las fluctuaciones irregulares de la atmósfera, dando lugar a una “mala visión”» (Spitzer, 1946).

          Pero las innovaciones tecnológicas y científicas, así como las bélicas, fueron en aumento, lo que dio lugar a un importante desarrollo de tecnología de cohetes que podía lanzar objetos a una gran distancia (incluso en vertical). Esto lleva a Lyman Spitzer a soñar con la necesidad de establecer un observatorio espacial en órbita con la Tierra, pero fuera de su atmósfera («tan lejos como las técnicas de telemetría y la mecánica celeste nos permita» (Spitzer, 1946)), ya que «semejante herramienta científica, si fuera prácticamente realizable, podría revolucionar las técnicas astronómicas y abrir completamente nuevos paradigmas en la investigación astronómica» (Spitzer, 1946).

          Este observatorio permitiría no solo ver el mundo con mayor claridad, ya que «la luz de fondo del cielo nocturno se reduciría drásticamente» (Spitzer, 1946), sino ver muchos fenómenos que no se pueden observar desde la superficie terrestre, porque emiten luz ultravioleta e infrarroja, que la atmósfera absorbe: «bloquea toda la luz ultravioleta y oscurece muchas regiones de la infrarroja» (Spitzer, 1946). Esto es especialmente importante para medir la composición de las estrellas, pues estas están formadas mayoritariamente de hidrógeno, helio, carbono, nitrógeno y oxígeno, y «las líneas de absorción producidas por estos átomos en sus niveles más bajos (llamados “líneas de resonancia”) se encuentran en el ultravioleta» (Spitzer, 1946) así como su temperatura (independiente del color a partir de los 15.000 grados), su brillo y distancia, las supernovas (un completo misterio [a complete puzzle], según Spitzer)… Pero también permitiría estudiar la atmósfera de los planetas, pues su concentración de agua y oxígeno se ve falseada por las moléculas de la atmósfera terrestre, así como la composición del polvo interestelar (y su nivel de moléculas, así como el tamaño de sus partículas), a partir del cual se podría comprender mejor el origen de las estrellas, lo que es especialmente significativo para estudiar las estrellas más lejanas.

          Es decir, necesitábamos un observatorio espacial. Y este requeriría, como mínimo un espectrómetro, aunque sería mejor que tuviese, al menos, un telescopio de diez pulgadas o, soñando a lo grande, uno de 200 o 600 pulgadas (entre cinco y diez metros), con el cual «un objeto en marte de una milla de radio [1,6 kilómetros] podría ser grabado claramente en oposición, mientras que en la luna un objeto de cincuenta pies [poco más de quince metros] podría ser detectado con radiación visible» (Spitzer, 1946). Solo así podríamos estudiar «si el espacio es curvado o si el universo es finito o infinito» (Spitzer, 1946), pero también las estructuras y distancias de las galaxias, «la naturaleza de sus todavía enigmáticos brazos en espiral podría ser investigada» (Spitzer, 1946) y se podría resolver la discusión sobre las estructuras, de apariencia artificial, para algunos, de Marte: «la controversia sobre si hay vida inteligente en Marte podría ser quizás abordada objetivamente con semejante telescopio gigante» (Spitzer, 1946) Sin embargo, como siempre ocurre en investigación, los mayores descubrimientos son aquellos que son inimaginables, por estar más allá de nuestra actual comprensión del universo.

          «la principal contribución de semejante nuevo sistema y tal poderoso instrumento sería, no fundamentar nuestras ideas presentes del universo en el que vivimos, sino descubrir nuevos fenómenos todavía no imaginados, y quizás modificar profundamente nuestra concepción básica del espacio y del tiempo» (Spitzer, 1946).

          Este artículo llegó a la National Aeronautics and Space Administration (NASA), quienes en 1957 envían al espacio varios satélites con telescopios de ultravioleta como proyectos pilotos, y, posteriormente, a la National Academy of Science (1969), así como a la European Space Agency en 1977 (que se compromete a financiar el 15% del coste del telescopio a costa del 15% de su tiempo de uso). Finalmente, tras encontrar un fino equilibrio entre el precio y el tamaño del observatorio astronómico espacial, y tras décadas de investigación y negociación, la comunidad científica, incluyendo decenas de universidades y centros, así como diferentes instituciones de hasta trece países, consiguen que, en 1977, el Congress de los Estados Unidos de América apruebe la financiación del Hubble Space Telescope (el Hubble), un telescopio de 2,4 metros de apertura con capacidad para observar el espectro visible, el infrarrojo y el ultravioleta.

          Y, efectivamente, nuestra concepción del universo cambió una vez más.

Citas

M: Robert Hooke: Micrographia.

Spitzer, 1946: Lyman Spitzer. Astronomical advantages of an extra-terrestrial observatory.