Acordaos que cuando surgió la toería del Big Bang no todos estaban de acuerdo con ella y, allá por el año 1948 Hermann Bondi, Thomas Gold y Fred Hoyle presentaron una teoría rival a la del universo en expansión. La teoría del big bang implicaba que el Universo empezó en un momento concreto del pasado. Posteriormente, la densidad y temperatura de la materia y la radiación en el Universo decrecieron continuamente a medida que el Universo se expandía. Esta expansión puede continuar para siempre o puede un día invertirse en un estado de contracción, volviendo a pasar por condiciones de densidad y temperaturas cada vez mayores hasta llegar al Big Crunch en un tiempo finito de nuestro futuro.

Este escenario evolutivo tiene la característica clave de que las condiciones físicas en el pasado del Universo no eran las mismas que las actuales o las futuras. Hubo épocas en que la vida no podía existir porque había demasiado calor para los átomos; hubo épocas previas a las estrellas y habrá un tiempo en el que todas las estrellas hayan muerto. En este escenario hay un intervalo preferido de la historia cósmica durante el que es más probable que los observadores evolucionen por primera vez y hagan sus observaciones del Universo.

También implicaba que hubo un comienzo para Universo, un tiempo pasado antes del cuál éste (y quizá el propio tiempo) no existía, pero no decía nada al respecto al por qué o al dónde de este comienzo. Todo quedaba oculto en el más profundo de los misterios y, nadie ha podido llegar a ese tiempo que marca la frontera que está situada en esa fracción de segundo, más allá del tiempo de Planck, en el cual los cosmólogos, para tapar su ignorancia, han puesto una singularidad lo mismo que ahora han colocado la materia oscura para explicar la expansión.

El escenario alternativo creado por Bondi, Gold y Hoyle estaba motivado en parte por un deseo de evitar la necesidad de un principio (o un posible final) del Universo. Su otro objetivo era crear un escenario cosmológico que pareciera de promedio siempre el mismo, de modo que no hubiera instantes privilegiados en la historia cósmica.

El gráfico de abajo indica la velocidad de alejamiento de las galaxias en función de sus distancias. La pendiente de la recta de “La constante de Hubble”

El gráfico de abajo indica la velocidad de alejamiento de las galaxias en función de sus distancias. La pendiente de la recta de “La constante de Hubble”. Horizontalmente: la medida de la distancia es proporcionada por la luminosidad de las galaxias más brillantes de diferentes grupos. Verticalmente: velocidades en Km. por segundo. Las diferentes curvas describen la relación velocidad distancia en función de la densidad supuesta del universo (en unidades de densidad crítica). Cuanto más denso es el universo, tanto más a la izquierda se sitúa la curva en el dibujo. La comparación con los puntos observados muestra que la densidad real es tres veces inferior a la densidad crítica. La cuirva más baja es la esperada en un universo estacionario.

Claro que dicho escenario, al principio parece imposible de conseguir. Después de todo, el Universo se está expandiendo. Está cambiando, de modo que, ¿cómo puede hacerse invariable? La visión de Hoyle era la de un río que fluye constantemente, siempre en movimiento pero siempre igual. Para que el universo presente la misma densidad media de materia y el mismo ritmo de expansión, independientemente de cuándo sea observado, la densidad debería ser constante.

Él propuso que, en lugar de nacer en un instante pasado, la materia del universo se craba continuamente a un ritmo que compensaba exactamente la tendencia a que la densidad sea diluida por la expansión. Este mecanismo de “creación continua” sólo tenía que ocurrir muy lentamente para conseguir una densidad constante; sólo se requería aproximadamente un átomo por metro cúbico cada diez mil millones de años y ningún experimento ni observación astronómica sería capaz de detectar un efecto tan pequeño.

Esta teoría del “estado estacionario” del Universo hacía predicciones muy precisas. El Universo parecía el mismo de promedio en todo momento. No había hitos especiales en la historia cósmica: Ningún “principio”,  ningún “final, ningún momento en que empezaran a formarse las estrellas o en el que la vida se hiciera posible por primera vez en el Universo. Claro que, finalmente, esta teoría quedó descartada por una serie de observaciones iniciadas a mediados de la década de 1950 que mostraba en primer lugar que la población de galaxias que eran emisores profusos de radioondas variaba significativamente a medida que el Universo envejecía.

La culminación de todo aquello llegó cuando en el año 1965 se descubrió la radiación térmica residual del comienzo caliente predicho por los modelos del Big Bang. Esta radiación de fondo de microondas no tenía lugar en el Universo en estado estacionario. Durante veinte años los astrónomos trataron de encontrar pruebas que dijeran si realmente el universo estaba realmente en el estado estacionario que propusieron Bondi, Gold y Hoyle.

Un sencillo argumento antrópico podría haber demostrado lo poco posible que sería ese estado de cosas. Si uno mide el ritmo de expansión del Universo, da un tiempo durante el que el Universo parece haber estado expandiéndose. En un Universo Big Bang éste es realmente el tiempo transcurrido desde que empezó la expansión: la edad del Universo. En la teoría del estado estacionario no hay principio y el ritmo de expansión es tan sólo el ritmo de expansión y nada más.

             Las primeras estrellas se formaron miles de millones de años después del (supuesto) big bang

En una teoría del Big Bang, el hecho de que la edad de expansión sea sólo ligeramente mayor que la edad de las estrellas es una situación natural. Las estrellas se formaron en nuestro pasado y por ello deberíamos esperar encontrarnos en la escena cósmica una vez formadas, dado que, los elementos necesarios para la vida, se forjaron en los hornos nucleares de las estrellas calientes que fusionaron aquella primera materia más simple en otras más complejas.

Se necesita mucho tiempo para que las estrellas fabriquen Carbono a partir de gases inertes como el Hidrógeno y el Helio. Pero no basta con el tiempo. La reacción nuclear específica que se necesita para hacer Carbono es una reacción bastante improbable. Requiere que se junten tres núcleos de Helio para fusionarse en un único núcleo de Carbono. Los núcleos de Helio se llaman partículas alfa, y esta reacción clave para formar Carbono ha sido bautizada como el proceso “triple alfa”.

Precisamente fue Fred Hoyle el que descubrió todo aquel complejo proceso de fabricación de Carbono en las estrellas. Él se unió a un grupo de investigadoresque estaban trabajando sobre la cuestión de la relativa abundancia de elementos en las superficies de las estrellas. En conjunto, estructuraron un exhaustivo estudio de los elementos que se acumulan en los núcleos estelares. En un denso trabajo que publicaron en Octubre de 1957 en Review of Modem Physics, bajo el título de “Síntesis de los elementos de las estrellas”, lograron explicar la abundancia de practicamente todos los sótopos de los elementos desde el Hidrógeno hasta el Uranio.

Descubrieron que las estrellas, en la medida que van gastando su combustible nuclear, transmutan el Hidrógeno en Helio; el Helio a Carbono y Oxígeno; y así sucesivamente, subiendo hasta llegar hasta los más pesados de la Tabla Periódica. En las explosiones de las supernovas se crean mucho de los elementos más pesados, incluidos el platino, el oro y el uranio. El trabajo que fue un inmenso logro científico, no sólo explicó la síntesis de todos los elementos más allá del Hidrógeno, sino que predijo su formación exactamente en las mismas proporciones que ocurrían en el Universo. Pero quedó por explicar la cuestión del Hidrógeno: Cómo se genera el combustible inicial de las estrellas.

Así, en las estrellas podemos encontrar muchas respuestas de cómo se forman los elementos que conocemos. Primero fue en el hipotético big bang donde se formaron los elementos más simples: El Hidrógeno (que nunca hemos podido llegar a saber cómo se formó), Helio y Litio. Pasados muchos millones de años se formaron las primeras estrellas y, en ellas, se formaron elementos más complejos como el Carbono, Nitrógeno y Oxígeno. Los elementos más pesados se tuvieron que formar en temperaturas mucho más altas, en presencia de energías inmensas como las explosiones de las estrellas moribundas que, a medida que se van acercando a su final forman materiales como: Sodio, Magnesio, Aluminio, Silicio, Azufre, Cloro, Argón, Potasio, Titanio, Hierro, Cobalto, Niquel, Cobre, Cinc, Plomo, Torio…Uranio. La evolución cósmica de los elementos supone la formación de núcleos  simples ¿en el big bang? y la posterior fusión de estos núcleos ligeros para formar núcleos más pesados y complejos en el interior de las estrellas y en la transición de fase de las explosiones supernovas.  Abjo un gráfico de la Necleosíntesis estelar.

Estaba explicando el proceso triple alfa que es el proceso por el cual tres núcleos de helio  (partículas alfa) se transforman en un núcleo  de carbono. Esta reacción nuclear de fusión sólo ocurre a velocidades apreciables a temperaturas por encima de 100 000 000 kelvin y en núcleos estelares con una gran abundancia de helio. Por tanto, este proceso sólo es posible en las estrllas más viejas, donde el helio producido por las cadenas protón-protón y el ciclo CNO se ha acumulado en el núcleo. Cuando todo el hidrógeno presente se ha consumido, el núcleo se colapsa hasta que se alcanzan las temperaturas necesarias para iniciar la fusión de helio.

⁴He + ⁴He ↔ ⁸Be

⁸Be + ⁴He ↔ ¹²C

Las estrellas que son unas ocho veces más masivas que el Sol representan sólo una fracción muy pequeña de las estrellas en una galaxia espiral típica. A pesar de su escasez, estas estrellas juegan un papel importante en la creación de átomos complejos y su dispersión en el espacio.

Elementos necesarios como carbono, oxígeno, nitrógeno, y otros útiles, como el hierro y el aluminio. Elementos como este último, que se cocinan en estas estrellas masivas en la profundidad de sus núcleos estelares, puede ser gradualmente dragado hasta la superficie estelar y hacia el exterior a través de los vientos estelares que soplan impulsando los fotones. O este material enriquecido puede ser tirado hacia afuera cuando la estrella agota su combustible termonuclear y explota. Este proceso de dispersión, vital para la existencia del Universo material y la vida misma, puede ser efectivamente estudiado mediante la medición de las peculiares emisiones radiactivas que produce este material. Las líneas de emisión de rayos gamma del aluminio, que son especialmente de larga duración, son particularmente apreciadas por los astrónomos como un indicador de todo este proceso. El gráfico anterior muestra el cambio predicho en la cantidad de un isótopo particular de aluminio, Al26, para una región de la Vía Láctea, que es particularmente rica en estrellas masivas. La franja amarilla es la abundancia de Al26 para esta región según lo determinado por el laboratorio de rayos gamma INTEGRAL. La coincidencia entre la abundancia observada y la predicha por el modelo re-asegura a los astrónomos de nuestra comprensión de los delicados lazos entre la evolución estelar y la evolución química galáctica.

Pero sigamos con la historia recorrida por Hoyle y sus amigos. Felizmente, la naturaleza proporcionó una piedra Rosetta con la cual Hoyle y sus colaboradores podían someter a prueba sus ideas, en la forma de curva cósmica de la abundancia. Ésta era un gráfico del peso de los diversos átomos -unas ciento veinte especies de núcleos, cuando se tomaban en cuanta los isótopos- en función de su abundancia relativa en el universo, establecido por el estudio de las rocas de la Tierra, meteoritos que han caido en la Tierra desde el espacio exterior y los espectros del Sol y las estrellas.

Supernova que calcina a un planeta cercano. Ahí, en esa explosión se producen transiciones de fase que producen materiales pesados y complejos. En una supernova, en orden decreciente tenemos la secuencia de núcleos H, He, O, C, N, Fe, que coincide bastante bien con una ordenación en la tabla periódica que es: H, He, (Li, Be, B) C, N, O… Fe.

¿No es maravilloso?

Las estrellas brillan en el cielo para hacer posible que nosotros estemos aquí descubriendo los enigmas del universo y… de la vida inteligente. Esos materiales para la vida sólo se pudieron fabricar el las estrellas, en sus hornos nucleares y en las explosiones supernovas al final de sus vidas. Esa era la meta de Hoyle, llegar a comprender el proceso y, a poder demostrarlo.

“El problema de la síntesis de elementos -escribieron- está estrechamente ligado al problema de la evolcuión estelar.” La curva de abundancia cósmica de elementos que mostraba las cantidades relativas de las diversas clases de átomos en el universo a gran escala. Pone ciertos límites a la teoría de cómo se formaron los elementos, y, en ella aparecen por orden creciente:

De la misma forma que al calentar una pieza de metal cambia de color, al principio rojo, luego amarillo hasta llegar al blanco, el color de una estrella varia según su temperatura superficial. Las estrellas más frías son las rojas, y las mas calientes las azules. Estos colores suelen percibirse a simple vista, como por ejemplo Antares (la estrella principal de Scorpius) que es de color rojo, o Rigel (en Orion) de color azul. En astronomía se utiliza la escala Kelvin para indicar temperaturas, donde el cero absoluto es -273 grados Celsius.

Como reseñamos antes la lista sería Hidrógeno, Helio, Carbono, Litio, Berilio, Boro, Oxígeno, Neón, Silicio, Azufre, Hierro (damos un salto), Plomo, Torio y Uranio. Las diferencias de abundancias que aparecen en los gráficos de los estudios realizados son grandes -hay, por ejemplo, dos millones de átomos de níquel por cada cuatro átomos de plata y cincuenta de tunsgteno en la Via Láctea- y por consiguiente la curva e abundancia presenta una serie de picos dentados más accidentados que que la Cordillera de los Andes. Los picos altos corresponden al Hidrógeno y al Helio, los átomos creados en el big bang -más del p6 por ciento de la materia visible del universo- y había picos menores pero aún claros para el Carbono, el Oxígeno, el Hierro y el Plamo. La acentuada claridad de la curva ponía límites definidos a toda teoría de la síntesis de elementos en las estrellas. Todo lo que era necesario hacer -aunque dificultoso) era identificar los procesos por los cuales las estrellas habían llegado preferentemente a formar algunos de los elementos en cantidades mucho mayores que otros. Aquí estaba escrita la genealogía de los átomos, como en algún jeroglífico aún no traducido: “La historia de la materia éscribió Hoyle, Fwler y los Burbidge_…está oculta en la distribución de la anundancia de elementos”

En el Big Bang: Hidrógeno, Helio, Litio (¿se formaría el Hidrógeno a partir del Hylem, la sustancia primigenia del Universo segín Gamow?)

En las estrellas de la serie principal: Carbono, Nitrógeno, Oxígeno.

En las estrellas moribundas: Sodio, Magnesio, Aluminio, Silicio, Azufre, Cloro, Argón, Potasio, Titanio, Hierro, Cobalto, Níquel, Cobre, Cinc, Plomo, Torio y Uranio.

Como habeis podido comprobar, nada sucede por que sí, todo tiene una explicación satisfactoria de lo que, algunas veces, decimos que son misterios escondidos de la Naturaleza y, sin embargo, simplemente se trata de que, nuestra ignorancia, no nos deja llegar a esos niveles del saber que son necesarios para poder explicar algunos fenómenos naturales que, exigen años de estudios, observaciones, experimentos y, también, mucha imaginación.

Como decía Hilbert: “Tenemos que saber, ¡sabremos!

emilio silvera

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Arriba explosión supernova y Nebulosa planetaria con enana blanca en el centro emitiendo intensas radiaciones ultravioletas en el entorno que le dan esa característica tan conocida de este tipo de pequeñas nebulosas.

En realidad, la muerte de las estrellas está directamente relacionada con sus masas, es decir, dependiendo de la masa que cada estrella puede tener, así será su final. Las estrellas masivas y supermasivas tienen una vida más corta que las estrellas medianas y pequeñas, ya que, consumen más y más rapidamente el combustible nuclear de fusión que, cuando se agota, las hace morir y pasan a otras fases, se convierten en otras cosas diferentes de las que fueron.

Si la estrella es una supermasiva, terminará explotando después de haber implosionado sobre sí misma. Todas las capas exteriores de la estrella se contraerán hacia dentro con velocidades de hasta 70.000 kilómetros por segundo. En este momento es cuando se crean mucho elementos químicos presentes en la naturaleza, como el cobre, el platino o el oro. Después, la estrella muere y recibe el nombre de supernova. En el proceso, se producen dos acontecimientos interesantes: el primero es que, las capas más exteriores de la estrella son eyectadas al espacio interestelar uy se forma una nueva y gran nebulosa, y, la segunda es que, el resto del material de la estrella, se ha contraído tan intensamente que se transforma en un agujero negro o estrella de netrones dejando un remanente como el que abjo podeis ver.

La supernova brilla durante algunos meses, incluso años, con más intensidad que diez mil millones de soles. Los telescopios pueden descubrirlas en galaxias lejanas, a distancias de miles de millones de años luz. Después la estrella se transforma en un agujero negro o en una estrella de neutrones.

Centrémonos en una estrella ordinaria y corriente como nuestro Sol que, pasados algunos miles de millones de años se queda con poco combustible para seguir fusionando, adquiere una personalidad dividida; su núcleo se contrae, pues ya no está apuntalado por la intensa radiación que emergían de los procesos termonucleares que se producen en el centro, mientras que su parter externa -su atmósfera, por decirlo así- se expande y se enfría. El color de la estrella cambia de un blanco amarillento a un rojo intenso: se convierte en una “gigante roja”. Finalmente, la atmósfera estelar se disipa en el espacio, dejando atrás el núcleo al descubierto, en el mismo centro de una hermosa Nebulosa planetaria y, lo podemos contemplar como una pequeña esfera blanca masiva y muy densa que tendría sólo el tamaño de la Tierra. Una enana blanca.

Tal pronóstico, representado en el Diagrama de Hertzsprung-Russell, sirve para animar el árbol de las estrellas. Cuando una estrella media como el Sol agota su copmbustible de Hidrógeno, abandona la serie principal (en la que ha estado brillando miles de millones de años, como ahora mismo lo podemos ver) y se desplaza hacia arriba, pues el tamaño creciente de su atmósfera exterior le hace más brillante por breve tiempo, y a la derecha , pues se vuelve roja. Durante esta fase, muchas estrellas pueden hacerse inestables y titubear, pasando alternativamente de la derecha a la izquierda del diagrama. Cuando la estrella arroja su atmósfera, desciende en el diagrama y se desliza a la izquierda, estabkleciéndose finalmente en la zona de las enanas blancas. Las estrellas Gigantes siguen un cuerso aproximadamente similar, pero empiezan más arriba en la serie principal (pues son más brillantes) y la abandonan antes (pues se quedan sin combustible más rápidamente).

Por lo tanto, el Diagrama de Hertzsprung-Russell para cualquier población estelar -un cúmulo estelar, por ejemplo- suministra pruebas de su edad. Cuando el cúmulo está en su infancia, prácticamente todas sus estrellas están en la serie principal, quemando hidrógenos radiantes y contentas, en la flor de sus vidas. Pronto las Gigantes -las que están en el extremo superior de la serie principal- se quedan sin combustible y se hinchan para convertirse en gigantes rojas; al hacerlo ababdonan la serie principal y se desplazan a la derecha como veis arriba. Cuando transcurre máss tiempo, las estrellas de menos masa sufren el mismo destino. El resultado, en el diagrama, es un “punto de separación”, un lugar a lo largo de la serie principal donde el árbol se ramifica a la derecha. El diagrama solo es una instantánea de un momento entre miles de millones de años de historia estelar., pero la situación del punto de separación nos dice cuánto tiempo ha estado allí el címilo: cuanto más abajo en el tronco está el punto de separación, tanto más viejo es el árbol.

El Diagrama de Hertzsprung-Russell del cúmulo de las Pléyades, por ejemplo, presenta casi enteramente estrellas de la serie principal. esto nos dice que las Pléyades son un cúmulo joven, en el que no ha pasado bastante tiempo para que ni siquiera las estrellas gigantes se hayan consumido y pasado a la etapa de gigante roja (se estima que las Pléuades tienen menos de cien millones de años).

Pero el diagrama del cúmulo globular M3 (arriba) presenta un aspecto enormemente diferente. Aquí, la gran mayoría de las estrellas están en la fase de gigantes rojas o en vías de convertirse en enanas. (No vemos las enanas mismas porque son demasiado oscuras: M3 está a la vasta distancia de 300.000 años-luz.)  La rama del punto de separación señala como las manecillas de un reloj la edad del cúmulo: la edad de M3 es de unos catorce mil millones de años, lo que hace que sea uno de los más antiguos que se conocen y se formaron en el universo primitivo.

Todos estos procesos amigos míos, nos llevan a saber que, si pudiéramos comprimir las escalas del tiempo, donde cada hora equivaldría a mil millones de años, todas estas espectaculares estrellas mueren en los primeros diez minutos. Es concebible que su explosión pueda sacudir el gas remanente en el cúmulo haciendo que se contraiga y se formen nuevas estrellas, pero todas las estrellas gigantes producidas de este modo también se consumirán silenciosamente, de manera que los fuegos artificiales han terminado en el momento en que nos disponemos a contemplar el espectáculo.

Lo importante de todo esto es que, la consecuencia final de toda la vida de la estrella, y, también en el acto de su muerte, lo que se busca es que, elementos ligeros se transmiten en otros más pesados y complejos: Hidrógeno, Helio, Berilio, Carbono, Oxígeno, magnesio… y, de esa manera, se fabrican los materiales de los que están hechos los mundos y la Vida.

“Las estrellas son los crisoles donde los átomos ligeros que abundan en las Nebulosas se combinan en elementos más complejos” nos decía Eddintong en una de us muchas y famosas charlas. Está claro que ahora, sabiendo lo que sabemos, podemos asegurar sin el menor temor a equivocarnos que, ¡Sí estamos hechos del polvo de estrellas”.

emilio silvera

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Espíritu de belleza, que has consagrado

Con tus propios matices todo aquello sobre lo que brillas

Del pensamiento o la forma Humanos, ¿adonde has ido?

¿Por qué has desaparecido y abandonado nuestra existencia,

Este oscuro Valle de lágrimas, vacío y desolado

El Universo está construido según un plan

cuya profunda simetría está presente de algún

modo en la estructura interna de nuestro intelecto.

El primero pretende ser un himno a la Belleza intelectual de Shelley y, en el segundo Paul Valery, nos transmite la idea de que, la belleza, forma parte de nuestro intelecto humano que, no simplemente valora lo material sino que, de alguna manera, deja un lugar para la excelencia del mundo.

Henry Poincaré

Algunas veces, los físicos teóricos, como los artistias (uno se siente tentado a decir: como otros artistas) se seguían en su trabajo por preocupaciones estéticas tanto como racionales. “Para hacer ciencia, es necesario algo más que la pura lógica”, escribió Poincaré, quien identificaba este elemeto adicional como la intuición, que supone “el sentido de la belleza matemática”. Heisenberg hablaba de “la simplicidad y belleza” de los esquemas matemáticos que la Naturaleza nos presenta.

Usted también debe hacer sentido esto -le dijo a Einstein, la casi temible simplicidad e integridad de la relación que la Naturaleza repentinamente extiende ante nosotros”. Paul Dirac, el físico teórico ingles y enorme matemático, cuya descripción relativista del electrón está a la altura de las obras maestras de Einstein y Bohr, llegó hasta sostemer que “más importante que nuestras ecuaciones se ajusten a los experimentos es que sean bellas”.

La estética es, evidentemente,  subjetiva, y la afirmación de que los físicos buscan la belleza en sus teorías tiene sentido sólo si podemos definir la Belleza. Afortunadamente, esto se puede hacer, en cierta medida, pues la estética científica está iluminada por ese sol central de la simetría.

La simetría es un concepto venerable y en modo alguno inescrutable, que tiene muchas implicaciones en la ciencia y el arte, mucho después de que el físico chino – norteamericano Chen Ning Yang ganase el Premio Nobel por su trabajo en el desarrollo de una teoría de campos basada en la simetría, aún afirmaba que “no comprendo todavía todo el alcance del concepto de simetría”.

Debajo de las manifestaciones visibles y audibles de simetría hay profundas invariancias matemáticas. Los esquemas espirales que se encuentran en el interior del nautilu, en la superficie de los girasoles, por ejemplo, pueden ser presentados por aproximación medianter la serie de Fibonacci, una operación aritmética en la que cada miembro es igual a la suma de los dos precedentes (, 1, 2, 3, 5, 8, 13, 21, 34, …). La razón creada dividiendo cada número de la serie por el número que le sigue se aproxima al valor 0,618.

No es casual  que esta sea la fórmula de la “sección aurea”, una proporción geométrica que aparece en el Partenón, La Mona Lisa y El nacimiento de Venus de Boticelli, y es la base de la octava que se emplea en la músuca occidental desde el tiempo de Bach. Toda la fecunda diversidad de esta simetría particular, expresada en infinidad de modos, desde conchas marinas y las piñas hasta el Clave buien  temperado, deriva, por lo tanto, de una sola unvariancia, la de la serie de Fibonacci. La comprensión de que una sola simetria abstracta podría tener tantas frustíferas y diversas manifestaciones deleitó a los sabios del Renacimiento, quines la citaban como prueba de la eficacia de las matemáticas y de la sutileza de los designios de la Naturaleza sabia. Desde entonces, otras muchas simetías abstractas han sido identificadas en la naturaleza -algunas intactas y otras , “rotas” o estropeadas-, y sus efectos parecen incluso extenderse hasta los cimientos mismos de la materia y la energía.

El Partenón de Atenas. La Grecia clásica , fuente de simetría y canon. presente en todas las imágenes de arriba

La palbra simetría en griego, significa “la misma medida” (sun significa “juntos”, como en sinfonía, una unión de sonidos, metrón, “medición”); así, su etimología nos informa que la simetría para los griegos también significa la “debida proporción” , lo que sugiere que la repetición involucrada debe ser armoniosa y placentera; esto indica que una relación simétrica debe ser juzgada por un criterio estético superior. Pero en la ciencia del siglo XX se puso de relieve el primer aspecto de la vieja  definición: se dice que hay simetría cuando una cantidad medible permanece invariante (lo que significa que no cambia) bajo una transformación (que significa una alteración).

Nosotros, casi todos, hemos conocido la simetría en sus manifestaciones geométricas, o, en el Arte. Cuando decimos, por ejemplo, que una esfera tiene una simetrtía de rotación, lo que tratamos de indicar es que poseer unas características -en este caso, su perfil circular- que permanece invariante en las transformaciones producidas al hacerla rotar. Puede hacerso rotar la esfera en cualquier eje y cualquier grado sin que cambie su perfil, lo cual hace que sea más simétirca, por ejemplo, que un cilibro, que tiene una simetría similarsólo cuando rota alrededor de su eje largo; si rota alrededor de su eje corto, el cilindro se reduce a un círculo.

Las simetrías son comunes en las esculturas, empezamdo por el desnudo humano, que es (de modo aproximado) bilateralmente simétrico cuando se le contempla de frente o de atrás, y en arquitectura como en los planos de suelo en forma de cruz de las catefrales medievales, y aparecen en todas partes desde el tejido hasta el baile de figuras.

Hay muchas simetrías en la música de Bach, en un pasaje de la Tocata y Fuga en Mi menor (mo he podido encontrar la partitura) traslada arrina y abajo del pentagrama pequeños trios de notas como tiendas de campaña. Excepto con la ocasional diferencia de alguna que otra nota, la construcción tiene una simetría de traslación. Si quitamos un trío cualquiera y lo pusiéramos sobre otro, encajaría perfectamente.

Nos encontramos simetrías en el Universo, en el mundo que habitamos, también en nosotros y, nuestras Mentes, no son una excepción y en ellas subyace una simetría más profunda que trasciende a lo material.

emilio silvera

[?]

Una galaxia es simplemente una parte pequeña del universo, nuestro planeta es una mínima fracción infinitesimal de esa galaxia, y nosotros mismos podríamos ser comparados (en relación a la inmensidad del cosmos) con una colonia de bacterias pensantes e inteligentes. Sin embargo, todo forma parte de lo mismo, y aunque pueda dar la sensación engañosa de una cierta autonomía, en realidad todo está interconectado y el funcionamiento de una cosa incide directamente en las otras.Recuerdo aquella película de Travolta: Fenomenón, en la que, en una escena hacía una demostración de poder mental y, movía unas gafas de sol que se elevaban en el aire venciendo la gravedad. Al ser preguntado: ¿Cómo puede hacer eso? Él (el personaje), contestó: Es sencillo, simplemente es cuestión de relacionarse, de entenderse con el objeto que, al fin y alcabo, está hecho de las mismas cosas que nosotros.

Claro que, no será fácil llegar a dominar ese poder que, nuestra intuición nos dice que tenemos…”dormido” y que, puede ser que algún día lejos aún en el futuro, podamos despertar. Entonces, y sólo entonces, podremos hablar de “ir” de verdad, al Espacio exterior que ahora, está tan lejos e inalcanzable para nosotros.

Si pensamos en las fuerzas y energías en las que nos encontramos inmersos, pocas dudas pueden caber a estas alturas del hecho de que poder estar hablando de estas cuestiones, es un milagro en sí mismo. Desmenuzar los componente del átomo, saber lo que ocurre en el interior profundo de las estrellas, conocer que a partir de los materiales sencillos se pueden transmutar, bajo ciertas condiciones, los otros más complejos que nos traerán la química-biológica de la vida. El camino recorrido ha sido largo y podríamos decir que, a veces, dramético, sin embargo,  hemos llegado más lejos de lo que podría haber pensado un observador inteligente que nos onservara desde la distancia hace ya algunos miles de años.

Después de millones y millones de años de evolución, se formaron las consciencias primarias que surgieron en los animales con ciertas estructuras cerebrales de alta complejidad, que podían ser capaces de construir una escena mental, pero con capacidad semántica o simbólica muy limitada y careciendo de un verdadero lenguaje.

Nosotros, la Mente y el Mundo

La consciencia de orden superior (que floreció en los humanos y presupone la coexistencia de una conciencia primaria) viene acompañada de un sentido de la propia identidad y de la capacidad explícita de construir en los estados de vigilia escenas pasadas y futuras. Como mínimo, requiere una capacidad semántica y, en su forma más desarrollada, una capacidad lingüística.

Los procesos neuronales que subyacen en nuestro cerebro son en realidad desconocidos, y aunque son muchos los estudios y experimentos que se están realizando, su complejidad es tal que de momento los avances son muy limitados. Estamos tratando de conocer la máquina más compleja y perfecta que existe en el universo.

Si eso es así, resultará que después de todo no somos tan insignificantes como en un principio podría parecer, y sólo se trata de tiempo. En su momento y evolucionadas, nuestras mentes tendrán un nivel de conciencia que estará más allá de las percepciones físicas tan limitadas. Para entonces sí estaremos totalmente integrados y formando parte, como un todo, del universo que ahora presentimos.

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Descubren una extraña partícula de antimateria de tiempos del Big Bang

La colisión de dos átomos de oro emite cientos de partículas / RHIC

Crean en laboratorio las condiciones posteriores al Big Bang

¿Es ésta la primera partícula de materia oscura?

¿Se ha encontrado, por fin, una partícula de materia oscura?

Confirmado: Einstein tenía razón

Fuente: ABC.es | MADRID

Actualizado Lunes , 08-03-10 a las 10 : 34

Un equipo internacional de científicos que estudia colisiones de alta energía de iones de oro en el Relativistic Heavy Ion Collider (RHIC) -un acelerador situado en Nueva York y parecido a la «máquina de Dios» de Ginebra (Suiza), pero mucho más pequeño-, ha conseguido encontrar algo excepcional: la forma más extraña de antimateria nunca vista hasta ahora, una antiparticula que podría haber existido en los primeros momentos del Big Bang, la gran explosión que dio origen al Universo. Estos investigadores son los mismos que hace tan sólo unos días anunciaron al mundo que habían sido capaces de recrear en laboratorio las condiciones posteriores a la gran explosión en una especie de «sopa» de materia 250.000 veces más caliente que el centro de nuestro Sol.

Para conseguir este logro, los investigadores del colisionador, un túnel de poco más de 3 kilómetros ubicado en el Laboratorio Nacional Brookhaven (BNL), provocaron el choque de iones de oro en la circunferencia. De esta forma detectaron una partícula (más bien antipartícula) de antimateria muy antigua, que pudo estar en los primeros instantes del nacimiento del Universo, y algo que no se había visto jamás. Se trata del antihipertritón, el núcleo del antihipertritio, que contiene un antiprotón, un antineutrón y una antipartícula lambda.

Como en el Big BangResulta muy complejo para los profanos, pero se trata de un «descubrimiento experimental que puede tener consecuencias sin precedentes para nuestra visión del mundo», ha asegurado el físico teórico Horst Stoecker, vicepresidente de la Asociación Helmholtz de laboratorios nacionales de Alemania. «Esta antimateria abre la puerta a nuevas dimensiones en el campo nuclear, una idea que hace sólo unos pocos años habría sido vista como imposible». El descubrimiento podría ayudar a esclarecer la composición de las estrellas de neutrones y a un conocimiento más profundo del Universo.

Las colisiones en el RHIC producen fugazmente las condiciones que existían pocos microsegundos después del Big Bang hace 13,7 mil millones de años. Hace tan sólo unos días, estos los físicos de Brookhaven anunciaban que habían conseguido crear una especie de «sopa» de materia 250.000 veces más caliente que el centro de nuestro Sol y que reúne condiciones similares a las que se produjeron justo después del nacimiento del Universo. Es materia más caliente nunca creada en laboratorio, tanto que puede «derretir los protones y los neutrones».

Sin embargo, «entender exactamente cómo y por qué ha un predominio de la materia sobre la antimateria sigue siendo un problema no resuelto de la física», indica el físico Zhanbu Xu, uno de los autores principales del estudio. Ahora, los investigadores del RHIC intentarán progresar en sus investigaciones y esperan recoger nuevos datos en los próximos diez años.

¿Qué cosas veremos a primeros del siglo que viene?

emilio silvera

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