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14 Anuario 2007 MÈTODE

En la imagen se ve el campo profundo de las galaxias observado por el telescopio espacial Hubble durante diez días de exposición (cortesía deRobert Williams y el equipo HDF con el apoyo de AURA/STScl y NASA). Más de 2.500 galaxias se aprecian en una pequeña región del cielo, de unminuto de arco de anchura, próxima a la constelación de la Osa Mayor. Los objetos más débiles brillan 4.000 millones de veces menos que las es-trellas más débiles que podemos observar en el cielo cada noche a simple vista. Son galaxias distantes, la luz de las cuales surgió, en algunos casos,cuando el universo tenía sólo el 10% de la edad actual y por lo tanto nos muestran como era el universo primitivo.

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Anuario 2007 MÈTODE 15

� LOS INICIOS DE LA COSMOLOGÍA DE LA GRANEXPLOSIÓN

La idea del big bang o ‘gran estallido’ tiene su origenen los estudios del meteorólogo y matemático rusoAleksandr Friedmann (1888-1925) y del belga GeorgesLemaître (1894-1966). Friedmann mostró en 1922 enla revista Zeitschrift für Physik que las ecuaciones delcampo gravitatorio de Einstein (sin término cosmológi-co) admiten soluciones que describen un universo enexpansión. Lemaître, que trabajó en Cambridge en1923 y 1924 bajo la supervisión del gran ArthurEddington (1882-1944), publicóen 1927, ya en la Universidadde Lovaina, Un univers homo -gène de masse constante et derayon croissant rendant comptede la vitesse radiale des nébu-leuses extragalactiques, quedescribía un universo de radiocreciente. Lemaître considerabaque el universo primitivo estabaconstituido por un ‘átomo primi-genio’ cuya expansión, “laexplosión del huevo cósmico”,originaba el universo actual. Lacondición de sacerdote deLemaître dio pie enseguida ainterpretaciones teológico-crea-cionistas de su teoría, pero élmismo trató de separar ciencia yreligión, “dos formas de llegar a la verdad” que habíadecidido “seguir simultáneamente”. Albert Einstein(1879-1955), por su parte, inicialmente hostil a un uni-verso variable, aceptó en 1931 que estaba en expansióncuando el gran astrónomo estadounidense Edwin Hubble (1889-1953) observó que las galaxias se alejancon velocidades proporcionales a su distancia delobservador, lo que sugiere un inicio y un origen comúnpara su viaje. Einstein reconoció entonces el valor delas ideas de Friedmann y Lemaître, “el castillo de fue-gos artificiales al comienzo del comienzo”, en frase deeste último.

� FRED HOYLE Y EL FALLIDO MODELOESTACIONARIO

La evolución del pensamiento de Einstein –y que per-diera la gran oportunidad de predecir la expansión deluniverso– es una historia que no nos concierne aquí.Sin embargo, la aceptación final del big bang (queantes de recibir ese nombre se llamaba modelo de evo-lución dinámica del universo) es tan interesante comollena de giros inesperados. La teoría inicialmente com-petidora, el fallido modelo estacionario del universo,fue concebida por Fred Hoyle (1915-2001) en 1948

junto con dos judíos vienesesemigrados, Hermann Bondi(1919-2005) y Thomas Gold(1920-2004), que habían traba-jado con él en el radar de laArmada durante la guerra mun-dial. Hoyle, alumno de PaulDirac (1902-84) y RudolfPeierls (1907-95) en Cambridge,decidió dirigir su atención a lasestrellas cuando Peierls se tras-ladó a Birmingham y, además,oyó comentar a Dirac que “en1926 [el año de oro de la físicacuántica], personas corrientespodían hacer grandes contribu-ciones a los fundamentos de lafísica; hoy [por 1938] no en -cuentran problemas importantes

que resolver”. Hoyle propuso en Cambridge un modelode universo estacionario a gran escala, como lo es unrío que fluye, que siempre es el mismo aunque no seaestático. Su modelo era compatible con la ley de Hubble –la recesión de las galaxias– y describía ununiverso aproximadamente igual en todas partes, entodas las direcciones y en cualquier tiempo, de acuerdocon el ‘principio cosmológico perfecto’ de Bondi yGold de 1948. En ese modelo estacionario el universoera eterno, en expansión e inmutable a la vez, siempreen el mismo estado. Esto requería, claro está, una con-tinua creación de materia que, aunque quedaba por

LA CURIOSA HISTORIA DEL BIG BANG

EL ORIGEN DE LOS ELEMENTOS Y LA ENERGÍA DE LAS ESTRELLAS

José Adolfo de Azcárraga

«EL UNIVERSO DESCRITO

POR EL “BIG BANG”,

POSEÍA UN ORIGEN DEFINIDO:

EN SU COMIENZO ERA

INCREÍBLEMENTE DENSO

Y PRÁCTICAMENTE

EN EQUILIBRIO TÉRMICO,

CON UNA ALTÍSIMA

TEMPERATURA, ENFRIÁNDOSE

VELOZMENTE CON EL PASO

DEL TIEMPO»



explicar, era mínima: un mero átomo por siglo en unvolumen comparable al del Empire State neoyorkino.Pero el modelo tenía una virtud: era fácilmente refuta-ble en el sentido popperiano, y las observaciones astro-nómicas lo pusieron pronto en apuros. El golpe de gra-cia –el hallazgo de la radiación de fondo– llegaría, sinembargo, de forma inesperada.

El universo descrito por el bigbang, por el contrario, poseía unorigen definido; en su comienzoera increíblemente denso y prácti-camente en equilibrio térmico,con una altísima temperatura,enfriándose velozmente con elpaso del tiempo. El modelo delgran estallido daba, además, laclave para una cuestión esencial:las elevadas temperaturas de losprimeros minutos del universo enexpansión permitían explicar laaparición de los elementos muyligeros (deuterio, helios He3 y He4) como consecuenciade procesos entre protones, neutrones y electrones, sus-tancia primordial que el físico ruso-americano GeorgeGamow (1904-68) denominó ylem. La historia del ori-gen de los distintos elementos está ligada a la del big

bang y merece un comentario pues, conceptualmente,la nucleosíntesis es a la aparición de los elementos loque la teoría de la evolución al origen de las diferentesespecies. Al igual que Darwin se preguntó el por quéde su existencia y variedad, era importante explicar lagénesis de los distintos elementos de la naturaleza.

� GAMOW Y COLABORADORESENTRAN EN ESCENA

En 1945 Gamow, que se hallabaen la universidad George Was-hington, tomó a Ralph Asher Alpher (1921- ) como doctorando.Alpher era hijo de un emigrado deOdessa (hoy en Ucrania), dondehabía nacido Gamow, y acababade perder una beca en el Massa-chussetts Institute of Technologyal descubrirse que era judío. Alpher mostró que la temperatura

de los primeros minutos tras el big bang podía explicarla gran abundancia de helio en el universo, lo que cons-tituyó un segundo argumento en favor de la gran explo-sión (el primero era la expansión del universo).Gamow y Alpher sometieron a la revista científica The

Fred Hoyle, autor de la teoría del modelo estacionario del universo. George Gamow estudió el origen de los elementos químicos.

«HOYLE PROPUSO

A CAMBRIDGE UN MODELO

DE UNIVERSO

ESTACIONARIO A GRAN

ESCALA, COMO LO ES

UN RÍO QUE FLUYE,

QUE SIEMPRE ES EL MISMO

AUNQUE NO SEA ESTÁTICO»



Physical Review su Origen de los elementos químicosen 1948. Pero, en una muestra de su peculiar sentidodel humor, Gamow decidió que el artículo quedaríamejor añadiendo a otro gran científico, Hans Bethe,como tercer firmante: la pronunciación de los apellidosAlpher, Bethe y Gamow recuerda a las tres primerasletras del alfabeto griego alfa, beta, gamma (α, β, γ). Aalfa, como es natural, no le gustaba la idea de queBethe firmara también su artículo sin haber colaboradoen él: sospechaba, y con razón, que la adición de unsegundo peso pesado como autor empequeñecería sudecisiva contribución. Pero undoctorando tiene escaso margende maniobra ante su director detesis: Bethe leyó el trabajo, legustó la broma, y el artículo sepublicó con tres autores. Bethe,además, ya tenía antecedentes:como joven fellow post-doctoraldel laboratorio Cavendish deCambridge había colaborado en1931 en un trabajo –éste una farsasin paliativos– que se publicó sinque los editores de Naturwissens-chaften advirtieran que ridiculiza-ba una idea de Eddington paradeducir el valor de la constante deestructura fina, la que determinala intensidad de la interacciónelectromagnética1. Por lo que serefiere al artículo α-β-γ, Gamowcuenta que, cuando éste pasó a serel punto de partida de cualquierestudio sobre la nucleosíntesis,Bethe consideró seriamente cam-biar su nombre por el de Zacarías–para ser citado, al menos, enúltimo lugar.

� LA GRAN EXPLOSIÓN Y LA RADIACIÓN DE FONDO: UNA IDEA CON VARIOS PADRES

Alpher y Robert Herman, éste hijo de otro emigradojudío que –de nuevo según Gamow– se negó a cambiarsu apellido por Delter para que hiciera juego con la δque sigue a α, β, y γ, mostraron posteriormente que elmodelo del big bang contenía una predicción especta-cular. La radiación –la luz– que llenaba el universodebía observarse hoy, enfriada por la expansión, comouna radiación cósmica de fondo en la zona de microon-

das del espectro (así llamada por-que corresponde a una banda delongitudes de onda más cortas quelas de la VHF del radar del co -mienzo de la segunda guerra mun-dial). Sin embargo, esta importan-tísima predicción cayó en el olvi-do. Años después, dos radioastró-nomos de los laboratorios de laBell Telephone, Arno Penzias(1933- ), judío nacido en Munich,y el tejano Robert Wilson (1936- ),acabaron convenciéndose de queel ruido de fondo que captaba laradioantena de Holmdel (NuevaJersey) que estaban calibrandopara medir la radiación fuera delplano de la vía láctea, que resulta-ba imposible de eliminar, existíarealmente2. En 1965 Penzias yWilson publicaron en el Astrophy-sical Journal su hallazgo de laradiación de fondo que llena eluniverso, de una temperatura deunos 2’73 ºK (grados Kelvin ocentígrados sobre el cero absolu-to), mencionando que “una posi-

«ALPHER MOSTRÓ QUE

LA TEMPERATURA DE

LOS PRIMEROS MINUTOS

TRAS EL “BIG BANG” PODÍA

EXPLICAR LA GRAN

ABUNDANCIA DE HELIO

EN EL UNIVERSO, LO QUE

CONSTITUYÓ UN SEGUNDO

ARGUMENTO EN FAVOR

DE LA “GRAN EXPLOSIÓN”»

Ralph Asher Alpher.

1. Eddington, la constante de estructura fina y el Apocalipsis de San Juan. La constante de estructura fina se designa por la letra griega α. Es un número puro, sinunidades, que gobierna la interacción entre partículas con carga eléctrica, y vale (muy aproximadamente) α =1/137. Cuando Eddington se ocupó del asunto, secreía que α valía 1/136. Eddington introdujo entonces la función f(n)=n2 (1+n2) /2 para obtener el inverso de α, que según su teoría, vendría dado por el valor def(n) para n=4, pues f(4)=136. Cuando 1/α se midió mejor y se vio que valía 137, Eddington adaptó su ‘teoría’ sumando una unidad. Pero la numerología es pococientífica: con parecida razón cabría considerar la función f(n) como apocalíptica y concluir entonces que la interacción electromagnética y el Juicio Final estánrelacionados. En efecto, los conocidos versículos sobre la Bestia podrían reescribirse así en términos de la función de Eddington: “y vi una bestia saliendo del marcon f(2) [=10] cuernos (Apoc. 13:1) ...y le fue concedida autoridad durante f(3)–3f(1) [=42] meses (13:5)... El que tenga inteligencia calcule el número de la bes-tia, pues tiene número de hombre: es f(6) [=666] (13:18)”. Así pues, la función f(n) de Eddington determinaría (casi) el inverso de la constante de estructura finapara n=4 y, exactamente, el número de la bestia para n=6. El número de juegos que se puede hacer con los números enteros es, en verdad, infinito, pero sólo sirvepara mantener ocupados a los adictos a la numerología. Valga como comentario final que medidas más precisas establecieron que 1/α vale 137’036, que ni siquie-ra es entero: the devil is in the detail.

2. En el Smithsonian National Air and Space Museum se halla la trampa para palomas que Penzias y Wilson instalaron para evitar que los excrementos de las aves (el‘material dieléctrico blanco’, como decía Penzias eufemísticamente) contaminaran el radiotelescopio. Ésta fue una de las medidas que tomaron para eliminar lamisteriosa radiación de fondo que parecía perturbar el correcto funcionamiento de la antena y que nosotros también podemos observar, pues es –en una pequeñaparte– la responsable de la ‘nieve’ en la pantalla de un televisor no sintonizado. Recientemente ha sido medida con extraordinaria precisión por los satélites COBE(Cosmic Background Explorer, 1992) y WMAP (Wilkinson Microwave Anysotropy Probe, 2001), y en especial su levísima –pero muy importante– anisotropía. Enesas minúsculas desviaciones respecto de la completa uniformidad está el germen de las galaxias, de las estrellas, los planetas y, extremando el razonamiento, de lavida.



Cuando Bethe firmó el artículo α-β-γ era ya un cien-tífico ilustre, entre otras razones, por su estudiosobre la producción de energía en las estrellas, inicia-do con el artículo Formación de deuterones porcombinación de protones (1938) con C. L. Critch-field. La fusión de dos protones (p-p) ya había sidosugerida por Carl von Weizsäcker (1912- ) en 1937, yBethe y Critchfield la utilizaron para explicar la pro-ducción de energía solar. Ésta se inicia con la fusiónp-p de dos protones que da lugar a deuterio H2 (unnúcleo de hidrógeno –un protón p– con un neutrónadicional) con emisión de un positrón y un neutrino(que entonces Bethe y Critchfield no podían consi-derar). El proceso acaba con la producción de helioHe4, que posee dos protones y dos neutrones y portanto tiene número de masa A=2+2=4, a través delisótopo He3 (dos protones y un solo neutrón, A=3).Ésta es la cadena p-pI; en en un 15% de los casos, enla cadena p-pII, interviene además el berilio Be7 y ellitio Li7 (también es posible otra cadena en el Sol, lap-pIII, pero sólo contribuye un 0’02%). Afortunada-mente para nosotros, la cadena p-p es un procesomuy lento, lo que permite que el Sol brille y noscaliente todavía. Bethe, ade-más, descubrió en 1939 el ciclocarbono-nitrógeno-oxígeno-carbono, en el que el C, el N yel O actúan repetidamentecomo catalizadores en la com-binación de cuatro protonesque acaba produciendo tam-bién He4 (junto con electronesy neutrinos) y energía. El cicloCNO domina completamentela liberación de energía en lasestrellas grandes, cuya tempe-ratura interior supera los 18millones de grados, que es ladel núcleo de estrellas con unamasa de una vez y media la del Sol. Éste –y otrasestrellas igualmente ‘ligeras’– producen la mayorparte de su energía a través de la cadena p-pI antescitada.

Bethe recibió en solitario el Nobel de 1967, el pri-mero en el campo de la astrofísica, y el actualmodelo solar se basa en sus ideas de 1938 y 1939.Incluso un serio problema de los años setenta, laescasez de los neutrinos (todos de ‘tipo electrón’)

que debían producirse en lasreacciones p-p o CNO en elnúcleo solar, observada en unlaboratorio subterráneo situa-do en la mina de oro Homes-take, en South Dakota, ha que-dado resuelto considerandolas oscilaciones entre los dis-tintos tipos de neutrinos.Como confirmó en 2001 elSudbury Neutrino Observa-tory canadiense, la emisión deneutrinos de todos los tipospor el Sol es consistente con la

producción de electrones de tipo electrón en elnúcleo solar. El propio Bethe analizó en 1990 (juntocon John Bahcall, fallecido también en 2005) la nece-sidad de tener en cuenta la ‘nueva física’ –las oscila-ciones entre distintos tipos de neutrinos que no sonposibles en el modelo estándar de las interaccionesde partículas– para resolver, finalmente, el problemade los neutrinos solares.

J. A. DE A.

HANS A. BETHE (1906-2005) Y LA ENERGÍA DE LAS ESTRELLAS

«BETHE RECIBIÓ

EN “SOLITARIO” EL NOBEL

DE 1967, EL PRIMERO

EN EL CAMPO DE

LA ASTROFÍSICA,

Y EL ACTUAL MODELO

SOLAR SE BASA EN SUS

IDEAS DE 1938 Y 1939»

Hans A. Bethe (la letra beta en el artículo de Alpher y Gamow).


ble explicación del exceso de temperatura del ruido[era] la dada por Dicke, Peebles, (P. G.) Roll y (D. T.)Wilkinson en una carta en [ese] mismo número”. Y esque, para entonces, Penzias y Wilson ya conocían lasimportantes implicaciones cosmológicas de su acciden-tal descubrimiento a través de Robert Dicke (1916-97)y Philip John Peebles (1935- ). Éstos también habíanpredicho en Princeton la existencia de esa radiación,sin conocer las investigaciones pioneras de Gamow,Alpher y Herman de diez añosantes (también lo hicieron en1964 A. Doroshkevich e I. Novi-kov en la URSS, sugiriendo inclu-so que ¡la antena de los laborato-rios Bell podría buscarla!). Dickey sus colegas, que antes de hablarcon Penzias habían comenzadoincluso a buscar la radiación defondo ellos mismos, explicabanen su artículo la conexión del des-cubrimiento de Penzias y Wilson con el big bang, quequedaba así definitivamente establecido. SegúnEddington, “nunca se debe confiar completamente enuna observación sin tener al menos una teoría paraexplicarla”; en este caso la observación –la radiaciónde fondo– y la teoría –el gran estallido– estaban enperfecto acuerdo. De los precursores del big bang, sóloLemaître vivía aún para saborear el momento.

Inicialmente, los partidarios del estado estacionarioargumentaron que esa radiación de fondo podía serresultado de la dispersión por galaxias lejanas, pero sugran homogeneidad –inalcanzable por esa difusión–hizo que la radiación de fondo se aceptara pronto comola tercera y definitiva corroboración del big bang (aun-

que entonces el modelo tenía ya poco que ver con lasofisticada teoría de hoy, con su período inicial deinflación o rapidísma expansión en los primeros instan-tes, sus transiciones de fase y todas las implicacionesde la física actual). Cuando finalmente se conoció lahistoria completa de la radiación de fondo, Penziasescribió a Gamow, que para entonces trataba de reivin-dicar la prioridad en su predicción. Gamow le respon-dió con una historia detallada y un comentario: “como

ves, el mundo no comenzó con eltodopoderoso Dicke”. Alpher sesintió aún más postergado. PeroPenzias y Wilson recibieron elNobel en 1978 y, en su discursode aceptación, Penzias hizo unadetallada descripción histórica enla que el trabajo de Alpher, juntocon el de Gamow y Herman, reci-bió por fin el merecido reconoci-miento.

� EL ‘ORIGEN DE LAS ESPECIES NUCLEARES’O TEORÍA DE LOS ELEMENTOS PESADOS

Queda aún algo por aclarar: la nucleosíntesis u origende los elementos pesados. Gamow y colaboradores nohabían podido llegar más allá de la síntesis del helio.La inmensa mayoría del He4 del universo es de origencosmológico y se produce unos tres minutos largos trasel big bang, cuando se ha enfriado desde unos increí-bles 1032 ºK a menos de 109 ºK y ya se ha formadodeuterio; Gamow ya había observado en 1948 que amayor temperatura la energía de los fotones impediríala formación de elementos pesados. Cuando cerca de


Penzias y Wilson, los dos radioastrónomos ganadores del Nobel por suhallazgo de la radiación de fondo.

«LA RADIACIÓN DE FONDO

SE ACEPTÓ PRONTO COMO

LA TERCERA Y DEFINITIVA

CORROBORACIÓN DEL “BIG

BANG”»

La “quema” de hidrógeno libera energía porque el helio He4 resultantees más ligero que cuatro núcleos de hidrógeno. A causa de este fenó-meno, Eddington ya había sugerido en 1920 que la “quema” de hidróge-no podría ser la fuente de la energía solar.

He

H



un millón de años tras el big bang se formaron lasestrellas, la materia del universo estaba constituidafundamentalmente por una cuarta parte de helio y casitodo el resto por hidrógeno. Una pequeña fracción delhelio era resultado de la quema de hidrógeno en lasestrellas que, como hemos visto,también produce helio (y liberaenergía). Sin embargo, todointento de ir más allá del He4

tropezaba con núcleos inestablesque impedían continuar con laformación de núcleos más pesa-dos. Hoyle –el líder de la teoríadel universo estacionario– jugóun papel decisivo en la soluciónde este problema… y en el pro-pio nombre del big bang. En1949, en una charla radiofónicade divulgación por la BBC,Hoyle utilizó el nombre de bigbang para ridiculizar la idea deun universo en expansión creadopor un gran estallido inicial.Pero no calibró que su malinten-cionada expresión era, en realidad, una excelentecaracterización del modelo, por lo que cuajó ensegui-da: Hoyle, el irreconciliable enemigo de la cosmolo-gía del big bang, fue irónicamente quien la bautizó.

Por lo que respecta a la nucleosíntesis, la primeradificultad era superar el ‘cuello de botella’ que repre-sentaba el número de masa A=5 y poder explicar la

formación del carbono-12 (C12) a partir del berilio-8(Be8) y el He4; el isótopo Be8, formado en las estrellasa partir de dos He4, es muy inestable y no puede cap-turar un tercer He4 para formar el carbono C12 ordina-rio antes de desintegrarse. Hoyle se dio cuenta en 1954

de que el C12 podía generarse,pese a todo, a través de una ‘cap-tura resonante’ que requería laexistencia de un estado excitadodel carbono. El problema era queese estado, que permitiría másfácilmente la unión del berilio yel helio, era desconocido. Pero, siel carbono se había originadorealmente a partir de núcleos másligeros, ese estado excitado delC12 debía existir: de otro modo laproducción de carbono, muchísi-mo más lenta, no hubiera dadolugar a su abundancia actual.Hoyle calculó que ese estadoexcitado debía tener un poco másde energía (7’65 MeV) que elcarbono ordinario. Se podría pen-

sar entonces en continuar y obtener el oxígeno O16 porla adición de otro He4 al C12, pero en este caso al esta-do del O16 le faltaba energía, y afortunadamente: esareacción habría disminuido drásticamente la abundan-cia del carbono en favor de la de oxígeno e impedidoel desarrollo de la vida. Así pues, según Hoyle, la sín-tesis de núcleos más complejos sería resultado de tres

«EN UNA CHARLA

RADIOFÓNICA, HOYLE

UTILIZÓ EL NOMBRE

DE “BIG BANG” PARA

RIDICULIZAR LA IDEA DE UN

UNIVERSO EN EXPANSIÓN.

EL IRRECONCILIABLE

ENEMIGO DE

LA COSMOLOGÍA DEL “BIG

BANG” FUE, IRÓNICAMENTE,

QUIEN LA BAUTIZÓ»

He32 He3

2 He42

He32 He4

2 Be74

Be74

Li73

Li73

Li73

H11 H1

1

H11 He4

2 He42

e

γ

ν

ν

+

+

+

+

+

+

++

+ +

.86 MeV(90 por ciento)

.38 MeV(10 por ciento)

Cadena 2(15 por ciento)

Cadena 1(85 por ciento)

4

5

6

7

H1

He4

H1

H1H1

β+

ν

ν

β+

N157

C126

N137

C136

N147

O158γ

γ

γLas cadenas p-pI (1) y p-pII (2). Los procesos del ciclo CNO.


hechos afortunados: la gran inestabilidad del Be8, laexistencia del nivel resonante del C12 por encima de laenergía de Be8 + He4 y que el nivel potencialmente peli-groso del O16 estuviera por debajo del umbral de C12 +He4. Estos niveles son extraordinariamente sensibles alos valores de las constantes que determinan la repul-sión eléctrica de los protones y la fuerza nuclear queliga protones y neutrones en el núcleo. Por ello, este‘finísimo ajuste’ se ha usado –creo que erróneamente–como una justificación del principio antrópico (que enesencia condiciona las leyes de la física a que puedaexistir la vida), idea que ha reverdecido hace poco, ines-peradamente, en la moderna teoría de supercuerdas; susantecedentes, por tanto, se remontarían a Hoyle.

� WILLIAM FOWLER Y UN NOBEL PARCIALMENTEINJUSTO

Pero volvamos a la crucial resonancia del carbono.Hoyle, de visita en Caltech en Pasadena en 1953, per-suadió al físico experimental William A. Fowler (1911-1995) para que la buscara con un argumento irresistiblepara cualquier científico: si la predicción era errónea sepodría descartar enseguida y, si resultaba cierta, Fowlerhabría hecho un descubrimiento trascendental. La bús-queda era más que rentable, y Fowler, que al principiomiraba con considerable recelo aHoyle, concluyó que valía la penainvertir una semana o dos en supropuesta. Siempre es mejor saberdónde buscar que hacerlo a ciegas,y Fowler encontró el estado exci-tado del carbono en pocos días,exactamente con la energía previs-ta. Salvada ya la barrera de lageneración carbono, Hoyle yFowler (junto con el matrimonioBurbidge, George y Margaret)explicaron finalmente la apariciónde los distintos elementos en unmonumental trabajo, Synthesis ofthe elements in stars, publicado en1957 en el Review of Modern Phy-sics. En ese clásico y larguísimoartículo (conocido como B2FHpor las iniciales de sus autores) se estudiaban las reac-ciones nucleares que daban lugar a los distintos ele-mentos, concluyendo que era “posible explicar, deforma general, las abundancias de prácticamente todoslos isótopos de los átomos, desde el hidrógeno al ura-nio, por medio de su síntesis en las estrellas y lassupernovas”, cuya explosión también estudió Hoyle.

Los procesos nucleares que inter-vienen en la generación de losdiversos elementos son muchos, yestán estrechamente interrelacio-nados con las distintas temperatu-ras del interior de las estrellas ysu evolución, lo que hace que lanucleosíntesis sea muy compleja.De acuerdo con una humorísticaGénesis según Gamow, quienpese a sus críticas a la teoría delestado estacionario tenía a Hoyleen alta estima, “Dios dijo: hágasea Hoyle. Y Hoyle fue hecho. YDios le miró y le pidió que crearalos elementos pesados como le

complaciera. Y Hoyle decidió hacer los elementospesados dentro de las estrellas, y esparcirlos utilizandolas explosiones de supernovas [...] Y así, con la ayudade Dios, Hoyle hizo los elementos pesados, pero todoacabó siendo tan complicado que hoy día ni Hoyle, niDios, ni nadie, es capaz de averiguar exactamentecómo se originaron”.


William A. Fowler ganó el Nobel que tam-bién merecía Fred Hoyle.

«FOWLER RECIBIÓ LA MITAD

DEL NOBEL DE FÍSICA

DE 1983. FUE UN NOBEL

PARCIALMENTE INJUSTO:

HOYLE DEBIÓ HABERLO

RECIBIDO CON FOWLER.

QUIZÁ LA ARISCA

PERSONALIDAD DE HOYLE

LE GANÓ ENEMIGOS

EN EL ENTORNO

DEL COMITÉ NOBEL»



El problema de la nucleosíntesis, primero del heliocomo consecuencia del big bang, y luego de los ele-mentos pesados dentro ya de las estrellas, quedabaresuelto a grandes rasgos por B2FH. Como conse-cuencia, Fowler recibió la mitad del Nobel de físicade 1983 “por sus estudios teóricos y experimentalessobre las reacciones nucleares importantes en la for-mación de los elementos químicos del universo” (laotra mitad fue para el indio S. Chandrasekhar (1910-95), de la universidad de Chicago, “por sus estudiosteóricos de los procesos físicos importantes para laestructura y evolución de las estrellas”). Fue un Nobelparcialmente injusto: Hoyle debió haberlo recibidocon Fowler, quien lamentó que no fuera así. Quizá laarisca personalidad de Hoyle le ganó enemigos en elentorno del comité Nobel: Hoyle, por ejemplo, habíaprotestado enérgicamente cuando el premio de 1974,que recibieron sus colegas de Cambridge Martin Ryle(1918-84) “por sus observacio-nes e invenciones” (en el campode la radioastronomía) y Antho -ny Hewish (1924- ) “por suscontribuciones decisivas al des-cubrimiento de los pulsares”, noincluyó a la norirlandesa SusanJocelyn Bell (1943- ). Bell, dis-cípula de Hewish, era quienhabía detectado e identificadopor primera vez, en febrero de1968, las señales de un pulsar(pulsating radio star), estrella deneutrones que gira muy rápida-mente y que emite pulsos deradio-ondas desde los polos desu intenso campo magnético, demodo seme jante a los destellosde luz emitidos por un faro. Hoyle no fue el único quecuestionó el Nobel; también lo hizo el gran astrofísicoIrwin Shapiro, lo que quizá le costó, a su vez, com-partir el Nobel de 1993 que recibieron J. H. Taylor(1941- ) y su antiguo doctorando R. A. Hulse (1950- )por un nuevo tipo de pulsar (en un sistema binario) ysus implicaciones para la existencia de las ondas gra-vitatorias.

� EL CREPÚSCULO DEL IRREDUCTIBLE HOYLE Y LA PANSPERMIA

En 1967 Hoyle creó el famoso Institute of Astronomyde Cambridge, en cuyo patio se puede contemplarhoy una efigie suya. Sin embargo, el brillante y polé-mico Hoyle había ido quedándose paulatinamente ais-

lado, frustrado por la falta de reconocimiento. Sus fre-cuentes charlas de divulgación ironizando sobre el bigbang tampoco contribuían a una buena relación consus colegas, en particular con Hewish y el impulsivoRyle; precisamente las obervaciones de Ryle, realiza-das con su radiotelescopio, habían puesto seriamenteen tela de juicio el modelo estacionario de Hoyle yaen 1961. Este mal clima incomodaba a la propia uni-versidad de Cambridge, molesta por las discusionespúblicas entre tres de sus mejores científicos. Quizá elyorkshireman y su fuerte acento no acababan de enca-jar en la altiva Cambridge; Hoyle recuerda algo aRichard Feynman (1918-88), igualmente de origenmodesto, no menos brillante y con marcado acentoneoyorkino. Como Hoyle, Feynman vio su carrerainterrumpida por la guerra (trabajó en Los Alamosbajo la dirección de Bethe y J. R. Oppenheimer) e,igualmente, fue buen divulgador e irreverente con

toda autoridad establecida. Tam-bién, como señala mi amigo ycolega Jon Marcaide, hubo enHoyle trazas del gran GalileoGalilei (1564-1642), amante delbuen vino, la conversación y lapolémica.

Hoyle reconoció que la radia-ción de fondo constituía un pro-blema para la cosmología delestado estacionario, pero no diosu brazo a torcer y fue añadien-do epiciclos a su modelo paratratar de salvarlo. Siempre con-sideró el big bang poco verosí-mil, al igual que la aparición dela vida a partir de la materia ina-nimada, idea que juzgaba lo

suficientemente disparatada como para “enterrar aDarwin y a toda la teoría de la evolución”. Curiosa yaparentemente conservadora actitud en cosmología yen biología, en quien –desde que hacía novillos en laescuela– era un rebelde nato. En 1972 Hoyle recibióel título de Sir y, con sólo 57 años, dimitió de sus car-gos, incluyendo la Plumian professorship of Astro-nomy and Experimental Philosophy que había obteni-do en 1958, una de las cátedras más antiguas e ilus-tres de Cambridge: antes la había ocupado Eddingtony, tras Hoyle, la tuvo Martin Rees (1942- ), Astrono-mer Royal y actual Master del Trinity College deCambridge (hoy es de Jeremiah Ostriker, autor, conPaul Steinhardt, de un modelo del universo con un70% de la misteriosa energía oscura). Hoyle se con-virtió en científico errante y acabó investigando en su

«HOYLE SE CONVIRTIÓ

EN CIENTÍFICO ERRANTE

Y ACABÓ INVESTIGANDO

EN SU CASA. EN SUS

ÚLTIMOS AÑOS PROMOVIÓ

LA ANTIGUA IDEA

DE LA PANSPERMIA.

SEGÚN ESTA VISIÓN,

EL ORIGEN DE LA VIDA

ES EXTERIOR A LA TIERRA»


casa. En sus últimos años promovió, en colaboracióncon Chandra Wickramasinghe (1930- ), la antigua ideade la panspermia, ya considerada por el presocráticoAnaxágoras y después por Hermann von Helmholtz(1821-94), William Thomson (Lord Kelvin, 1824-1907) y el Nobel (1903) de química Svante Arrhenius(1859-1927). Según esta visión, el origen de la vida esexterior a la Tierra: “si la generación espontánea no esposible... la vida en la Tierra tiene que haber procedidodel exterior”, afirmaba Hoyle. Lord Kelvin había suge-rido que los meteoritos podían transportar esporas porel espacio, idea no ajena al anuncio de la NASA en1996 –luego no confirmado– de que el meteorito(ALH)84001 originado en Marte contenía microorga-nismos fósiles. Quizá Hoyle ya pensaba en la pansper-mia cuando, en 1957, escribió su mejor novela de cien-cia ficción, La nube oscura. Para Hoyle la idea de quela vida había nacido y evolucionado en nuestra insigni-

ficante Tierra, al margen del vasto universo en el que seencuentra, no era sino un prejuicio ‘pre-copernicano’del que había que liberarse. No fue, pues, conservadu-rismo su rechazo de Darwin, sino la última rebeldía desu indomable personalidad.

BIBLIOGRAFÍADELSEMME, A., 1999. Our cosmic origins. Cambridge University Press.HOYLE, F.; WICKRAMASINGHE, C., 1981. Evolution from space. Paladin.PADMANABHAN, T., 1998. After the first three minutes. Cambridge University

Press.PENZIAS, A., Nobel Lecture (8-XII-1978).SINGH, S., 2004. Big Bang. Fourth State.WEINBERG, S. The first three minutes. Basic Books (segunda edición, 1988).

José Adolfo de Azcárraga. Catedrático de Física Teórica, Universitat deValència e IFIC (CSIC-UVEG).


«PARA HOYLE LA IDEA DE QUE

LA VIDA HABÍA NACIDO

Y EVOLUCIONADO EN NUESTRA

INSIGNIFICANTE TIERRA,

AL MARGEN DEL VASTO UNIVERSO

EN EL QUE SE ENCUENTRA,

NO ERA SINO UN PREJUICIO

‘PRE-COPERNICANO’ DEL QUE HABÍA

QUE LIBERARSE»

Fred Hoyle siempre consideró la idea del big bang poco verosímil.


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