¿Qué es un Agujero Negro?
Para entender lo que es un agujero negro empecemos por una estrella como el Sol. El Sol tiene un diámetro de 1.390.000 kilómetros y una masa 330.000 veces superior a la de la Tierra. Teniendo en cuenta esa masa y la distancia de la superficie al centro se demuestra que cualquier objeto colocado sobre la superficie del Sol estaría sometido a una atracción gravitatoria 28 veces superior a la gravedad terrestre en la superficie.
Una estrella corriente conserva su tamaño normal gracias al equilibrio entre una altísima temperatura central, que tiende a expandir la sustancia estelar, y la gigantesca atracción gravitatoria, que tiende a contraerla y estrujarla.
Si en un momento dado la temperatura interna desciende, la gravitación se hará dueña de la situación. La estrella comienza a contraerse y a lo largo de ese proceso la estructura atómica del interior se desintegra. En lugar de átomos habrá ahora electrones, protones y neutrones sueltos. La estrella sigue contrayéndose hasta el momento en que la repulsión mutua de los electrones contrarresta cualquier contracción ulterior.
¿Qué temperatura puede alcanzar una estrella?
Depende de la estrella y de qué parte de la estrella consideremos. Más del 99% de las estrellas que podemos detectar pertenecen, como nuestro Sol, a una clasificación llamada "secuencia principal", y al hablar de la temperatura de una estrella queremos decir, por lo general, la temperatura de su superficie. Empecemos por aquí.
Toda estrella tiene una tendencia a "colapsar" (derrumbarse hacia el interior) bajo su propia atracción gravitatoria, pero a medida que lo hace aumenta la temperatura en su interior. Y al calentarse el interior, la estrella tiende a expandirse. Al final se establece el equilibrio y la estrella alcanza un cierto tamaño fijo. Cuanto mayor es la masa de la estrella, mayor tiene que ser la temperatura interna para contrarrestar esa tendencia al colapso; y mayor también, por consiguiente, la temperatura superficial.
El Sol, que es una estrella de tamaño medio, tiene una temperatura superficial de 6.000º C. Las estrellas de masa inferior tienen temperaturas superficiales más bajas, algunas de sólo 2.500ºC.
¿Hasta dónde puede llegar el proceso de fusión dentro de una estrella?
Cuando un número determinado de protones y neutrones se juntan para formar un núcleo atómico, la combinación resultante es más estable y contiene menos masa que esos mismos protones y neutrones por separado. Al formarse la combinación, el exceso de masa se convierte en energía y se dispersa por radiación.
Mil toneladas de hidrógeno, cuyos núcleos están constituidos por un solo protón, se convierten en 993 toneladas de helio, cuyos núcleos constan de dos protones y dos neutrones. Las siete toneladas restantes de masa se emiten en forma de energía.
Las estrellas como nuestro Sol radian energía formada de esta manera. El Sol convierte unas 654.600.000 toneladas de hidrógeno en algo menos de 650.000.000 toneladas de helio por segundo. Pierde por tanto 4.600.000 toneladas de masa cada segundo. Pero incluso a este ritmo tan tremendo, el Sol contiene suficiente hidrógeno para mantenerse todavía activo durante miles de millones de años.
Ahora bien, llegará el día en que las reservas de hidrógeno del Sol lleguen a agotarse. ¿Significa eso que el proceso de fusión se parará y que el Sol se enfriará?
No del todo. Los núcleos de helio no representan el empaquetamiento más económico de los protones y neutrones. Los núcleos de helio se pueden fusionar en núcleos aún más complicados, tan complicados como los del hierro. De este modo se seguirá emitiendo energía.
Pero tampoco mucha más. Las 1.000 toneladas de hidrógeno que, según hemos dicho, se fusionan en 993 toneladas de helio se pueden fusionar luego en 991,5 toneladas de hierro. Al pasar de hidrógeno a helio se convierten en energía siete toneladas de masa, pero sólo una y media al pasar de helio a hierro.
¿Qué es el viento solar?
Ya en 1850, el astrónomo inglés Richard C. Carrington, estudiando a la sazón las manchas solares, notó una pequeñísima erupción en la cara del Sol que permaneció visible durante unos cinco minutos. Carrington pensó que había tenido la suerte de observar la caída de un gran meteoro en el Sol.
El uso de instrumentos más refinados para el estudio del Sol mostró hacia los años veinte de este siglo que esas "erupciones solares" eran sucesos comunes, que solían ocurrir en conjunción con las manchas solares. El astrónomo americano George E. Hale había inventado en 1889 el "espectroheliógrafo", que permitía observar el Sol a través de la luz de una longitud de onda determinada y fotografiar el Sol con la luz de hidrógeno incandescente de la atmósfera solar o del calcio incandescente, por ejemplo. Y se comprobó que las erupciones solares no tenían nada que ver con los meteoritos, sino que eran efímeras explosiones de hidrógeno caliente.
Las erupciones de pequeño tamaño son muy comunes pudiéndose detectar cientos de ellas en un día, especialmente donde hay grandes complejos de manchas solares y cuando éstas están creciendo. Las de gran tamaño, como la que vio Carrington, son raras, apareciendo sólo unas cuantas cada año.
¿Hasta cuándo podrá mantener el Sol la vida en la Tierra?
El Sol podrá mantener la vida terrestre (tal como la conocemos) mientras radie energía como lo hace ahora, y a este período de tiempo podemos ponerle ciertos límites.
La radiación del Sol proviene de la fusión del hidrógeno a helio. Para producir toda la radiación vertida por el Sol hace falta una cantidad ingente de fusión: cada segundo tienen que fusionarse 654.600.000 toneladas de hidrógeno en 650.000.000 toneladas de helio. (Las 4.600.000 toneladas restantes se convierten en energía de radiación y las pierde el Sol para siempre. La ínfima porción de esta energía que incide sobre la Tierra basta para mantener toda la vida de nuestro planeta).
Nadie diría que con este consumo tan alto de hidrógeno por segundo el Sol pudiera durar mucho tiempo, pero es que ese cálculo no tiene en cuenta el enorme tamaño del Sol. Su masa totaliza
2.200.000.000.000.000.000.000.000.000 de toneladas
¿Por qué los cometas tienen una cola?
Los cometas han aterrorizado durante siglos a la humanidad. De cuando en cuando, y sin razón aparente, surgía uno en los cielos. Su forma era distinta de la de los demás cuerpos celestes, su contorno no era nítido sino borroso y exhibía una tenue cola que parecía manar de él. Las imaginaciones más calenturientas veían en esa cola el cabello desordenado de una mujer abatida por el dolor (la palabra "cometa" viene de otra latina que significa "cabello") y, según se decía, presagiaban desastres.
En el siglo XVIII se averiguó por fin que algunos cometas seguían órbitas regulares alrededor del Sol, pero en general muy alargadas. En el extremo más remoto de su órbita resultaban invisibles, dejándose ver solamente en el más cercano, que frecuentaban una vez cada doce o cien o mil años.
El astrónomo holandés Jan H. Oort sugirió en 1950 la existencia de una gran nube de quizá miles de millones de planetoides que giraban alrededor del Sol a un año luz o más de distancia. Tendrían más de un millar de veces la distancia al Sol de Plutón, el planeta más lejano y, pese a su número, serían completamente invisibles. De cuando en cuando, debido quizá a la atracción gravitatoria de las estrellas más próximas, alguno de ellos vería frenado su movimiento orbital y comenzaría a precipitarse hacia el Sol. Y una de esas veces podría ocurrir que el planetoide penetrara con bastante profundidad en el interior del sistema solar y virase alrededor del Sol a una distancia mínima de unos cuantos millones de kilómetros. De ahí en adelante conservaría la nueva órbita y constituiría la clase de objeto que nosotros llamamos cometa.
¿Por qué la Luna muestra siempre la misma cara hacia la Tierra?
La atracción gravitatoria de la Luna sobre la Tierra hace subir el nivel del océano a ambos lados de nuestro planeta y crea así dos abultamientos. A medida que la Tierra gira de oeste a este, estos dos bultos, de los cuales uno mira siempre hacia la Luna y el otro en dirección contraria, se desplazan de este a oeste alrededor de la Tierra.
Al efectuar este desplazamiento, los dos bultos rozan contra el fondo de los mares poco profundos como el de Bering o el de Irlanda. Tal rozamiento convierte energía de rotación en calor, y este consumo de la energía de rotación terrestre hace que el movimiento de rotación de la Tierra alrededor de su eje vaya disminuyendo poco a poco. Las marcas actúan como un freno sobre la rotación de la Tierra, y como consecuencia de ello los días terrestres se van alargando un segundo cada mil años.
Pero no es sólo el agua del océano lo que sube de nivel en respuesta a la gravedad lunar. La corteza sólida de la Tierra también acusa el efecto, aunque en medida menos notable. El resultado son dos pequeños abultamientos rocosos que van girando alrededor de la Tierra, el uno mirando hacia la Luna y el otro en la cara opuesta de nuestro planeta. Durante este desplazamiento, el rozamiento de una capa rocosa contra otra va minando también la energía de rotación terrestre. (Los bultos, claro está, no se mueven físicamente alrededor del planeta, sino que, a medida que el planeta gira, remiten en un lugar y se forman en otro, según qué porciones de la superficie pasen por debajo de la Luna.)
¿Cómo y cuándo se formaron los océanos?
principios del siglo XX se pensaba que la Tierra y los demás planetas estaban formados de materia arrancada del Sol. Y circulaba la imagen de una Tierra en gradual proceso de enfriamiento, desde la incandescencia hasta el rojo vivo, para pasar luego a un calor moderado y finalmente al punto de ebullición del agua. Una vez enfriada lo bastante para que el agua se condensase, el vapor de agua de la atmósfera caliente de la Tierra pasó a estado líquido y empezó a llover, y llover, y llover. Al cabo de muchos años de esta increíble lluvia de agua hirviendo que saltaba y bramaba al golpear el suelo caliente, las cuencas de la accidentada superficie del planeta acabaron por enfriarse lo bastante como para retener el agua, llenarse y constituir así los océanos.
Muy espectacular..., pero absolutamente falso, podríamos casi asegurar.
Hoy día, los científicos están convencidos que la Tierra y demás planetas no se formaron a partir del Sol, sino a partir de partículas que se conglomeraron hacia la misma época en que el Sol estaba gestándose. La Tierra nunca estuvo a la temperatura del Sol, pero adquirió bastante calor gracias a la energía de colisión de todas las partículas que la formaron. Tanto, que su masa, relativamente pequeña, no era capaz en un principio de retener una atmósfera ni el vapor de agua.
¿Qué es la cuarta dimensión?
La palabra “dimensión” viene de un término latino que significa “medir completamente”. Vayamos, pues, con algunas medidas.
Supongamos que tienes una línea recta y que quieres marcar sobre ella un punto fijo X, de manera que cualquier otra persona pueda encontrarlo con sólo leer tu descripción. Para empezar, haces una señal en cualquier lugar de la línea y la llamas “cero”. Mides luego y compruebas que X está exactamente a dos pulgadas de la marca del cero. Si está a uno de los lados, convienes en llamar a esa distancia + 2; si está al otro, - 2.
El punto queda así localizado con un solo número, siempre que los demás acepten esas “convenciones”: dónde está la marca del cero, y qué lado es más y cuál menos.
Como para localizar un punto sobre una línea sólo se necesita un número, la línea, o cualquier trozo de ella es “unidimensional” (“un solo número para medir completamente”).
Pero supón que tienes una gran hoja de papel y que quieres localizar en ella un punto fijo X. Empiezas en la marca del cero y compruebas que está a cinco pulgadas... ¿pero en qué dirección? Lo que puedes hacer es descomponer la distancia en dos direcciones. Tres pulgadas al norte y cuatro al este. Sí llamamos al norte más y al sur menos y al este más y al oeste menos, podrás localizar el punto con dos números: +3, +4.
O también puedes decir que está a cinco pulgadas del cero y a un ángulo de 36,87º de la línea este-oeste. De nuevo dos números: 5 y 36,87º. Hagas lo que hagas, siempre necesitarás dos números para localizar un punto fijo en un plano. Un plano, o cualquier trozo de él, es bidimensional.
¿Qué es un quark?
La noción de los quarks tuvo su origen en el hecho que en el último cuarto de siglo se han descubierto un centenar corrido de diferentes tipos de partículas subatómicas. Hay que decir que muy pocas de ellas viven más de una milmillonésima de segundo antes de desintegrarse, pero el mero hecho de su existencia basta para que los físicos anden de cabeza.
¿Por qué hay tantas y todas ellas diferentes? ¿No podrán agruparse en varias familias? Dentro de cada familia, las distintas partículas podrían diferir unas de otras de un modo perfectamente regular. Y entonces no sería necesario explicar la existencia de todas y cada una de las partículas, sino sólo de unas cuantas familias, poniendo así un poco de orden en lo que de otro modo parece una "jungla" subatómica.
El físico americano Murray Gell-Mann y el físico israelita Yuval Ne'emen idearon en 1961, cada uno por su lado, un sistema de organizar las partículas en tales familias. Gell-Mann llegó incluso a presentar una familia que incluía la partícula que él llamó omega negativa, que poseía propiedades muy raras y que jamás había sido observada. Sabiendo qué propiedades debía tener, los físicos sabían también dónde y cómo buscarla. En 1964 la encontraron, descubriendo que era exactamente como Gell-Mann la había descrito.
¿Está degradándose el universo?
Según el "segundo principio de la termodinámica", la entropía aumenta constantemente, lo cual significa que las diferencias en la concentración de energía también van desapareciendo. Cuando todas las diferencias en la concentración de energía se han igualado por completo, no se puede extraer más trabajo, ni pueden producirse cambios.
Pensemos en un reloj. Los relojes andan gracias a una concentración de energía en su resorte o en su batería. A medida que el resorte se destensa o la reacción química de la batería avanza, se establece un flujo de energía desde el punto de alta concentración al de baja concentración, y como resultado de este flujo anda el reloj. Cuando el resorte se ha destensado por completo o la batería ha finalizado su reacción química, el nivel de energía es uniforme en todo el reloj, no hay ya flujo de energía y la maquinaria se para. Podríamos decir que el reloj se ha "degradado". Por analogía decimos que el universo se "degradará" cuando toda la energía se haya igualado.
Claro está que podemos dar otra vez cuerda al reloj o comprar una batería nueva. Para dar cuerda al reloj utilizamos nuestra fuerza muscular, "degradándonos" nosotros mismos un poco. O si compramos un batería nueva, esa batería habrá que fabricarla, y para fabricarla es preciso que la industria del hombre se "degrade" un poco.
Para entender lo que es un agujero negro empecemos por una estrella como el Sol. El Sol tiene un diámetro de 1.390.000 kilómetros y una masa 330.000 veces superior a la de la Tierra. Teniendo en cuenta esa masa y la distancia de la superficie al centro se demuestra que cualquier objeto colocado sobre la superficie del Sol estaría sometido a una atracción gravitatoria 28 veces superior a la gravedad terrestre en la superficie.
Una estrella corriente conserva su tamaño normal gracias al equilibrio entre una altísima temperatura central, que tiende a expandir la sustancia estelar, y la gigantesca atracción gravitatoria, que tiende a contraerla y estrujarla.
Si en un momento dado la temperatura interna desciende, la gravitación se hará dueña de la situación. La estrella comienza a contraerse y a lo largo de ese proceso la estructura atómica del interior se desintegra. En lugar de átomos habrá ahora electrones, protones y neutrones sueltos. La estrella sigue contrayéndose hasta el momento en que la repulsión mutua de los electrones contrarresta cualquier contracción ulterior.
¿Qué temperatura puede alcanzar una estrella?
Depende de la estrella y de qué parte de la estrella consideremos. Más del 99% de las estrellas que podemos detectar pertenecen, como nuestro Sol, a una clasificación llamada "secuencia principal", y al hablar de la temperatura de una estrella queremos decir, por lo general, la temperatura de su superficie. Empecemos por aquí.
Toda estrella tiene una tendencia a "colapsar" (derrumbarse hacia el interior) bajo su propia atracción gravitatoria, pero a medida que lo hace aumenta la temperatura en su interior. Y al calentarse el interior, la estrella tiende a expandirse. Al final se establece el equilibrio y la estrella alcanza un cierto tamaño fijo. Cuanto mayor es la masa de la estrella, mayor tiene que ser la temperatura interna para contrarrestar esa tendencia al colapso; y mayor también, por consiguiente, la temperatura superficial.
El Sol, que es una estrella de tamaño medio, tiene una temperatura superficial de 6.000º C. Las estrellas de masa inferior tienen temperaturas superficiales más bajas, algunas de sólo 2.500ºC.
¿Hasta dónde puede llegar el proceso de fusión dentro de una estrella?
Cuando un número determinado de protones y neutrones se juntan para formar un núcleo atómico, la combinación resultante es más estable y contiene menos masa que esos mismos protones y neutrones por separado. Al formarse la combinación, el exceso de masa se convierte en energía y se dispersa por radiación.
Mil toneladas de hidrógeno, cuyos núcleos están constituidos por un solo protón, se convierten en 993 toneladas de helio, cuyos núcleos constan de dos protones y dos neutrones. Las siete toneladas restantes de masa se emiten en forma de energía.
Las estrellas como nuestro Sol radian energía formada de esta manera. El Sol convierte unas 654.600.000 toneladas de hidrógeno en algo menos de 650.000.000 toneladas de helio por segundo. Pierde por tanto 4.600.000 toneladas de masa cada segundo. Pero incluso a este ritmo tan tremendo, el Sol contiene suficiente hidrógeno para mantenerse todavía activo durante miles de millones de años.
Ahora bien, llegará el día en que las reservas de hidrógeno del Sol lleguen a agotarse. ¿Significa eso que el proceso de fusión se parará y que el Sol se enfriará?
No del todo. Los núcleos de helio no representan el empaquetamiento más económico de los protones y neutrones. Los núcleos de helio se pueden fusionar en núcleos aún más complicados, tan complicados como los del hierro. De este modo se seguirá emitiendo energía.
Pero tampoco mucha más. Las 1.000 toneladas de hidrógeno que, según hemos dicho, se fusionan en 993 toneladas de helio se pueden fusionar luego en 991,5 toneladas de hierro. Al pasar de hidrógeno a helio se convierten en energía siete toneladas de masa, pero sólo una y media al pasar de helio a hierro.
¿Qué es el viento solar?
Ya en 1850, el astrónomo inglés Richard C. Carrington, estudiando a la sazón las manchas solares, notó una pequeñísima erupción en la cara del Sol que permaneció visible durante unos cinco minutos. Carrington pensó que había tenido la suerte de observar la caída de un gran meteoro en el Sol.
El uso de instrumentos más refinados para el estudio del Sol mostró hacia los años veinte de este siglo que esas "erupciones solares" eran sucesos comunes, que solían ocurrir en conjunción con las manchas solares. El astrónomo americano George E. Hale había inventado en 1889 el "espectroheliógrafo", que permitía observar el Sol a través de la luz de una longitud de onda determinada y fotografiar el Sol con la luz de hidrógeno incandescente de la atmósfera solar o del calcio incandescente, por ejemplo. Y se comprobó que las erupciones solares no tenían nada que ver con los meteoritos, sino que eran efímeras explosiones de hidrógeno caliente.
Las erupciones de pequeño tamaño son muy comunes pudiéndose detectar cientos de ellas en un día, especialmente donde hay grandes complejos de manchas solares y cuando éstas están creciendo. Las de gran tamaño, como la que vio Carrington, son raras, apareciendo sólo unas cuantas cada año.
¿Hasta cuándo podrá mantener el Sol la vida en la Tierra?
El Sol podrá mantener la vida terrestre (tal como la conocemos) mientras radie energía como lo hace ahora, y a este período de tiempo podemos ponerle ciertos límites.
La radiación del Sol proviene de la fusión del hidrógeno a helio. Para producir toda la radiación vertida por el Sol hace falta una cantidad ingente de fusión: cada segundo tienen que fusionarse 654.600.000 toneladas de hidrógeno en 650.000.000 toneladas de helio. (Las 4.600.000 toneladas restantes se convierten en energía de radiación y las pierde el Sol para siempre. La ínfima porción de esta energía que incide sobre la Tierra basta para mantener toda la vida de nuestro planeta).
Nadie diría que con este consumo tan alto de hidrógeno por segundo el Sol pudiera durar mucho tiempo, pero es que ese cálculo no tiene en cuenta el enorme tamaño del Sol. Su masa totaliza
2.200.000.000.000.000.000.000.000.000 de toneladas
¿Por qué los cometas tienen una cola?
Los cometas han aterrorizado durante siglos a la humanidad. De cuando en cuando, y sin razón aparente, surgía uno en los cielos. Su forma era distinta de la de los demás cuerpos celestes, su contorno no era nítido sino borroso y exhibía una tenue cola que parecía manar de él. Las imaginaciones más calenturientas veían en esa cola el cabello desordenado de una mujer abatida por el dolor (la palabra "cometa" viene de otra latina que significa "cabello") y, según se decía, presagiaban desastres.
En el siglo XVIII se averiguó por fin que algunos cometas seguían órbitas regulares alrededor del Sol, pero en general muy alargadas. En el extremo más remoto de su órbita resultaban invisibles, dejándose ver solamente en el más cercano, que frecuentaban una vez cada doce o cien o mil años.
El astrónomo holandés Jan H. Oort sugirió en 1950 la existencia de una gran nube de quizá miles de millones de planetoides que giraban alrededor del Sol a un año luz o más de distancia. Tendrían más de un millar de veces la distancia al Sol de Plutón, el planeta más lejano y, pese a su número, serían completamente invisibles. De cuando en cuando, debido quizá a la atracción gravitatoria de las estrellas más próximas, alguno de ellos vería frenado su movimiento orbital y comenzaría a precipitarse hacia el Sol. Y una de esas veces podría ocurrir que el planetoide penetrara con bastante profundidad en el interior del sistema solar y virase alrededor del Sol a una distancia mínima de unos cuantos millones de kilómetros. De ahí en adelante conservaría la nueva órbita y constituiría la clase de objeto que nosotros llamamos cometa.
¿Por qué la Luna muestra siempre la misma cara hacia la Tierra?
La atracción gravitatoria de la Luna sobre la Tierra hace subir el nivel del océano a ambos lados de nuestro planeta y crea así dos abultamientos. A medida que la Tierra gira de oeste a este, estos dos bultos, de los cuales uno mira siempre hacia la Luna y el otro en dirección contraria, se desplazan de este a oeste alrededor de la Tierra.
Al efectuar este desplazamiento, los dos bultos rozan contra el fondo de los mares poco profundos como el de Bering o el de Irlanda. Tal rozamiento convierte energía de rotación en calor, y este consumo de la energía de rotación terrestre hace que el movimiento de rotación de la Tierra alrededor de su eje vaya disminuyendo poco a poco. Las marcas actúan como un freno sobre la rotación de la Tierra, y como consecuencia de ello los días terrestres se van alargando un segundo cada mil años.
Pero no es sólo el agua del océano lo que sube de nivel en respuesta a la gravedad lunar. La corteza sólida de la Tierra también acusa el efecto, aunque en medida menos notable. El resultado son dos pequeños abultamientos rocosos que van girando alrededor de la Tierra, el uno mirando hacia la Luna y el otro en la cara opuesta de nuestro planeta. Durante este desplazamiento, el rozamiento de una capa rocosa contra otra va minando también la energía de rotación terrestre. (Los bultos, claro está, no se mueven físicamente alrededor del planeta, sino que, a medida que el planeta gira, remiten en un lugar y se forman en otro, según qué porciones de la superficie pasen por debajo de la Luna.)
¿Cómo y cuándo se formaron los océanos?
principios del siglo XX se pensaba que la Tierra y los demás planetas estaban formados de materia arrancada del Sol. Y circulaba la imagen de una Tierra en gradual proceso de enfriamiento, desde la incandescencia hasta el rojo vivo, para pasar luego a un calor moderado y finalmente al punto de ebullición del agua. Una vez enfriada lo bastante para que el agua se condensase, el vapor de agua de la atmósfera caliente de la Tierra pasó a estado líquido y empezó a llover, y llover, y llover. Al cabo de muchos años de esta increíble lluvia de agua hirviendo que saltaba y bramaba al golpear el suelo caliente, las cuencas de la accidentada superficie del planeta acabaron por enfriarse lo bastante como para retener el agua, llenarse y constituir así los océanos.
Muy espectacular..., pero absolutamente falso, podríamos casi asegurar.
Hoy día, los científicos están convencidos que la Tierra y demás planetas no se formaron a partir del Sol, sino a partir de partículas que se conglomeraron hacia la misma época en que el Sol estaba gestándose. La Tierra nunca estuvo a la temperatura del Sol, pero adquirió bastante calor gracias a la energía de colisión de todas las partículas que la formaron. Tanto, que su masa, relativamente pequeña, no era capaz en un principio de retener una atmósfera ni el vapor de agua.
¿Qué es la cuarta dimensión?
La palabra “dimensión” viene de un término latino que significa “medir completamente”. Vayamos, pues, con algunas medidas.
Supongamos que tienes una línea recta y que quieres marcar sobre ella un punto fijo X, de manera que cualquier otra persona pueda encontrarlo con sólo leer tu descripción. Para empezar, haces una señal en cualquier lugar de la línea y la llamas “cero”. Mides luego y compruebas que X está exactamente a dos pulgadas de la marca del cero. Si está a uno de los lados, convienes en llamar a esa distancia + 2; si está al otro, - 2.
El punto queda así localizado con un solo número, siempre que los demás acepten esas “convenciones”: dónde está la marca del cero, y qué lado es más y cuál menos.
Como para localizar un punto sobre una línea sólo se necesita un número, la línea, o cualquier trozo de ella es “unidimensional” (“un solo número para medir completamente”).
Pero supón que tienes una gran hoja de papel y que quieres localizar en ella un punto fijo X. Empiezas en la marca del cero y compruebas que está a cinco pulgadas... ¿pero en qué dirección? Lo que puedes hacer es descomponer la distancia en dos direcciones. Tres pulgadas al norte y cuatro al este. Sí llamamos al norte más y al sur menos y al este más y al oeste menos, podrás localizar el punto con dos números: +3, +4.
O también puedes decir que está a cinco pulgadas del cero y a un ángulo de 36,87º de la línea este-oeste. De nuevo dos números: 5 y 36,87º. Hagas lo que hagas, siempre necesitarás dos números para localizar un punto fijo en un plano. Un plano, o cualquier trozo de él, es bidimensional.
¿Qué es un quark?
La noción de los quarks tuvo su origen en el hecho que en el último cuarto de siglo se han descubierto un centenar corrido de diferentes tipos de partículas subatómicas. Hay que decir que muy pocas de ellas viven más de una milmillonésima de segundo antes de desintegrarse, pero el mero hecho de su existencia basta para que los físicos anden de cabeza.
¿Por qué hay tantas y todas ellas diferentes? ¿No podrán agruparse en varias familias? Dentro de cada familia, las distintas partículas podrían diferir unas de otras de un modo perfectamente regular. Y entonces no sería necesario explicar la existencia de todas y cada una de las partículas, sino sólo de unas cuantas familias, poniendo así un poco de orden en lo que de otro modo parece una "jungla" subatómica.
El físico americano Murray Gell-Mann y el físico israelita Yuval Ne'emen idearon en 1961, cada uno por su lado, un sistema de organizar las partículas en tales familias. Gell-Mann llegó incluso a presentar una familia que incluía la partícula que él llamó omega negativa, que poseía propiedades muy raras y que jamás había sido observada. Sabiendo qué propiedades debía tener, los físicos sabían también dónde y cómo buscarla. En 1964 la encontraron, descubriendo que era exactamente como Gell-Mann la había descrito.
¿Está degradándose el universo?
Según el "segundo principio de la termodinámica", la entropía aumenta constantemente, lo cual significa que las diferencias en la concentración de energía también van desapareciendo. Cuando todas las diferencias en la concentración de energía se han igualado por completo, no se puede extraer más trabajo, ni pueden producirse cambios.
Pensemos en un reloj. Los relojes andan gracias a una concentración de energía en su resorte o en su batería. A medida que el resorte se destensa o la reacción química de la batería avanza, se establece un flujo de energía desde el punto de alta concentración al de baja concentración, y como resultado de este flujo anda el reloj. Cuando el resorte se ha destensado por completo o la batería ha finalizado su reacción química, el nivel de energía es uniforme en todo el reloj, no hay ya flujo de energía y la maquinaria se para. Podríamos decir que el reloj se ha "degradado". Por analogía decimos que el universo se "degradará" cuando toda la energía se haya igualado.
Claro está que podemos dar otra vez cuerda al reloj o comprar una batería nueva. Para dar cuerda al reloj utilizamos nuestra fuerza muscular, "degradándonos" nosotros mismos un poco. O si compramos un batería nueva, esa batería habrá que fabricarla, y para fabricarla es preciso que la industria del hombre se "degrade" un poco.
