Campos-fisica Nuclear

CAMPOS Cada partícula que posee masa constituye la fuente de un campo gr avi tatorio que se extiende hacia delante en todas direcciones de una for ma indefinida, decreciendo la intens i dad del campo en proporción al cuadrado de l a dis tanci a des de la fuente. La intensidad del campo es increíblemente pequeña en lo que se refiere a las partículas indivi duales , tan pequeñas que, para t odos los intentos y propósitos, el campo puede ignor ar se cuando se es tudian las interacci ones de las partículas. Sin embargo existe una clase de masa, y la i nteracci ón gravi tatoria entr e dos partículas parece siempre cons ti tuir una atracción. Y l o que es más, donde un si stema consiste de muchas partículas, el campo gravi tatorio, desde un punto fuer a del sistema, parece s er la s uma de t odos los campos individuales de todas las partículas. Un obj eto como el Sol o l a T i er ra s e compor ta como s i tuviese un campo en l a i ntens i dad que cabr í a es per ar , si el mismo cons i s ti es e de una par tí cul a que contuvi es e toda l a mas a del cuerpo l ocal i z ada en el centr o de gr avedad del mismo. (Esto es precisamente ci er to s ól o s i el cuerpo es per fectamente es fér i co y de una dens i dad uni for me, o de una dens i dad var i abl e donde las variaciones se ex ti enden haci a fuer a des de el centro en una ex acta s i metr ía esfér i ca; y todo es to es casi verdad en obj etos como el Sol o l a T i er ra.) El resultado es que el Sol, y en menos extensión l a T i er ra, poseen campos gr avi tator i os de una enor me i ntens i dad, y ambos pueden i nter actuar , atr ayéndose mutuamente, y permanecer firmemente uni dos incluso s epar ados por una di s tanci a de 150 mi llones de ki lómetros. Los sistemas de gal ax i as pueden mantener se uni dos aunque es t én espar ci dos en unas distancias de mi llones de años - l uz, y si el Universo , empi eza a contr aer s e de nuevo, lo har á as í a caus a de l a fuer z a de l a gr avedad a tr avés de una di s tanci a de mi les de mi l l ones de años - l uz. Cada par tí cul a que pos ee una car ga el éctr i ca es la fuente de un campo el ectr omagnéti co que s e ex ti ende haci a del ante en todas direcciones indefinidamente, decr eci endo l a i ntens i dad del campo en pr opor ción al cuadrado de l a di s tanci a a/ par ti r de l a fuente. Cada par tí cul a que pos ee tanto mas a como car ga el éctr i ca ( y no ex s te carga eléctrica sin masa) constituye la fuente de ambos campos. I nter acci ón electr omagnética El campo el ectr omagnéti co es varios bi llones de bi llones de bi l l ones de veces más intens o que el campo gravi tatori o en el caso de cual qui er partícula i ndi vi dual dada. Sin embar go, existen dos clases de car ga el éctr i ca, positiva y negativa, y el campo el ectr omagnéti co ex hi be a un ti empo atr acci ón y repulsión. Donde l as dos clases de car ga es tán pr es entes en númer os iguales, las cargas tienden a neutr al i z arse mutuamente y no es tá presente ningún campo el ectr omagnético fuer a del sistema. As í, los átomos intactos normales están consti tui dos a par tes iguales de car gas pos j ti vas y negativas y, por lo tanto, son el éctr i camente neutr as . Donde una car ga u otr a es tá pr es ente en exces o, un campo el ectr omagnéti co es tá pr es ente, pero l a atr acci ón mutua de l as cargas opuestas hace s egur o que cual qui er exces o pr es ente en una di r ecci ón u otr a es microscópicamente pequeña has ta el punto que l os campos electromagnéticos donde es tán presentes no pueden compar ar s e en i ntens i dad con l os campos gravitatorios de l os cuerpos del tamaño de un gr an as ter oi de o más allá. De es te modo, I saac Newt on, que tr ató s ól o con la i nter acci ón

gr avi tator i a, pudo dar una ex pl icación sati sfactor i a de l os movimientos de l os cuerpos del Sistema S ol ar , que s e ex tendi ó par a i ncl ui r los movimientos de l as estrel las y de l as galaxias. La i nter acci ón el ectr omagnéti ca no puede, de t odos modos, ignorarse y desempeña un papel en l a for maci ón del Sistema S ol ar , en l a tr ans fer enci a del momento angul ar des de el Sol a l os planetas y, probablemente, en al gunas de l as intrigantes mani fes taci ones de l os ani llos de pequeñas partículas que gi r an en tor no de S atur no, per o s e t r ata de r efi nami entos comparativamente pequeños . Cada hadr ón (mes ones y bariones y sus quarks cons ti tuyentes ) es la fuente de un campo que s e ex ti ende haci a del ante en todas direcci ones de una for ma i ndefi ni da, y la i ntens i dad del campo decr ece tan r ápi damente con l a di s tanci a que no puede por sí mi s ma s er útilmente notada a di s tanci as mayores que el di ámetr o de un núcl eo atómi co. Un campo as í , aunque en extr emo i mpor tante dentr o de un núcl eo, o cual es qui er a otr as dos partículas veloces que s e r oz an mutuamente a di s tanci as nucl ear es , puede i gnor ar s e a gr andes distancias. Un campo as í no des empeña ni ngún papel en l os movimientos generales de l os cuerpos astronómicos, pero es importante, por ejemplo, en consi der aci ón a l os acontecimientos en l os núcleos de l as estrel las. Los leptones son tambi én l a fuente de un campo que s ól o s e s i ente a di s tanci as nucl ear es . Asimismo, el ámbito de es te campo es aún más corto que el campo del hadr ón. No ex cl uyen ambos campos nucleares, pero s on muy diferentes no s ól o en el ti po de par tí cul a a l a que es tán as oci ados , sino en sus intensidades. El campo del hadr ón es, partícul a por partícula, 137 veces más fuerte que el campo el ectr omagnéti co. El campo del leptón es sólo una bi llonésima del campo el ectr omagnéti co. El campo del hadrón, por lo tanto, es denominado us ual mente como de fuer te i nter acci ón, y el campo del leptón como de i nter acci ón débi l. (Recuér des e que l a i nter acci ón débi l, aunque débi l en compar aci ón con l o fuer te de l a i nter acci ón el ectr omagnéti ca, es aún de 10.000 billones de bi llones de veces más potente que l a i nter acci ón gr avi tator i a.) Es as cuatro i nter acci ones , por lo que s abemos hasta ahor a, se r efi er en a l a conducta de todas las partículas y, a tr avés de l as mismas, de toda l a conducta medi bl e de cual qui er clase. (Naturalmente, decir que es as interacciones tienen que ver con toda la conducta medi bl e no s i gni fi ca, ni con mucho, que podamos ya compr ender toda l a conducta medi bl e. El hecho de que s e pueda s aber que una compl ej a ecuaci ón matemáti ca tenga s ol uci ón, no s i gni fi ca que s e pueda encontr ar necesariamente la s ol uci ón. ) La i nter acci ón débi l fue pr i mer o abor dada matemáti camente en 1934 por Fermi, pero dur ante l as décadas siguientes continuó s i endo l a menos conocida de l as cuatro

i nter acci ones . Por ejemplo, las cuatro i nter acci ones deben i nter cambi ar partículas por i nter medi o de l as interacci ones . Existe el fotón par a l as interacci ones el ectr omagnéti cas , el gravitón par a l a i nter acci ón gr avi tator i a, el pión par a l a potente i nter acci ón al nivel protón- neutr ón, y el gluón par a l a fuer t e i nter acci ón al nivel del quar k. Algunas de tal es partículas, llamada par tí cul a- W (natur al mente es a W es por la voz inglesa weak, es decir, « débil» ), deben exi sti r para l a i nter acci ón débil ; pero, dur ante medi o s i gl o, esa par tí cul a- W ha s egui do mos tr ándos e el us i va. Las leyes de cons er vaci ón Exi s te as i mi s mo l a cues ti ón de l as leyes de cons er vaci ón que fi j an l as reglas por las que s e puede j uz gar qué i nter acci ones de par tí cul as son posi bl es y cuáles no y, por lo tanto, de una for ma más general, qué puede s uceder en el Universo y qué no puede ocur r i r . Sin l as leyes de cons er vaci ón, los acontecimientos en el Universo s er í an anár qui cos y del todo i ncompr ens i bl es . Los físicos nucleares manipulan hoy doce l eyes de cons er vaci ón más o menos . Algunas s on l eyes ya fami l i ar es de l a Fí s i ca deci monóni ca: conservación de l a ener gí a, cons er vaci ón del momento, conservación del momento angul ar y conservación de l a car ga el éctr i ca. En cambi o, otras leyes de cons er vaci ón r esul tan menos familiares: cons er vaci ón de l a r ar ez a, conservación del número bar i ón, conservación del espín i s otópi co, etc. Las interacci ones fuertes parecen s egui r todas estas leyes de cons er vaci ón. Hacia pr i nci pi os de l a década de 1950, los físicos dieron por supuesto que tal es leyes eran uni ver s al es e i r revocables. Pero no l o s on, como s e vi o des pués . En el caso de i nter acci ones débil es , se han vi ol ado al gunas leyes de cons er vaci ón. La l ey de cons er vaci ón que s ufr i ó mayor quebranto fue l a « cons er vaci ón de par i dad» . La par i dad es una pr opi edad es tr i ctamente matemáti ca que no podemos describir en tér mi nos concretos; bástenos decir que l a mi s ma i mpl i ca una funci ón matemáti ca r el aci onada con l as ondas características de una par tí cul a y su posi ci ón en el espacio. La par i dad ti ene dos valores posibles: «impares» y « pares» . Tengamos presente es to: l a cl ave de todo r adi ca en que s e ha conceptuado l a par i dad como una pr opi edad bás i ca que, a s emej anz a de l a ener gí a o el momento, sigue l as leyes de cons er vaci ón, es decir, que en cual quier reacción o cambi o s e r eti ene l a par i dad. Así, pues, cuando l as partículas emprenden i nter acci ones para for mar nuevas partículas, la par i dad debe de mantener el equi librio en ambos miembros de l a ecuaci ón — as í se cr eí a— , tal como l o hacen l os números de mas a, o l os números atómicos, o el momento angul ar . I l us tr emos este punto. Si una par tí cul a de par i dad i mpar y otr a de par i dad par

empr enden una i nter acci ón par a for mar dos partículas más, una de es tas partículas debe t ener paridad i mpar , y la otr a, par. Si dos partículas de par i dad i mpar forman dos nuevas partículas, éstas deben s er , a l a vez , impares o par es . Y, a l a i nver s a, si una par tí cul a de par i dad par se des i ntegr a par a for mar dos partículas, ambas deben tener par i dad par o i mpar . Si forma tr es partículas, las tres tendrán par i dad par , o bi en tendr á una par i dad par , y las otras dos, impar. (El lector verá es to con más claridad si cons i der a que l os números pares e i mpar es siguen r egl as similares. Por ejemplo, un númer o par sólo puede s er la s uma de dos números pares o de dos impares, pero nunca de un númer o par y otro i mpar . ) Las compl icaciones empezaron cuando s e des cubr i ó que el mesón K se des i ntegr aba, a veces , en dos mesones pi (cuyo r es ul tado er a l a par i dad par , puesto que el mesón pi ti ene par i dad i mpar ) , mientras que otr as veces daba or i gen a t r es mesones pi (de l o cual resultaba una par i dad i mpar ) . Los fís i cos dedujeron que habí a dos tipos de mes ones K: uno, de par i dad par , y otro, de par i dad i mpar , que fuer on denomi nados, r es pecti vamente, « mesón theta» y « mesón tau» . Ahor a bi en, aparte el resultado de l a par i dad, ambos mesones eran i dénti cos: la mi s ma mas a, la mi s ma car ga, la mi s ma es tabi l i dad, todo l o mi s mo. Costaba mucho cr eer que hubi es e dos partículas que tuvi er an exactamente l as mismas propiedades. ¿No s er í an ambas la mi s ma par tí cul a, y el hecho de cons i der ar l as distintas se deber í a a que hubi es e al go er r óneo en la i dea de l a cons er vaci ón de l a par i dad? Pr eci s amente hi ci er on esta s uger enci a en 1956, dos jóvenes físicos chinos que tr abaj an en Estados Uni dos : Tsung Dao Li y Chen Ni ng Yang, los cuales adujeron que, si bien l a cons er vaci ón de l a par i dad s e mantení a en l as interacciones fuertes, quizá per di er a s u vi genci a en l as débiles, tales como l a decadenci a de l os mesones K. Al analizar matemáticamente di cha pos i bi lidad, les pareció que s i quedaba anul ada la cons er vaci ón de l a par i dad, las partículas afectadas en i nter acci ones débiles deberían mos tr ar «identificación manual» , lo cual sugirió por primera vez el físico húngar o Eugene Wi gner (fig. 7.9.). Permítaseme ex pl icar esto. Nues tr as manos están opuestas. Se puede cons i der ar la una como i magen vi r tual de l a otr a: en un espej o, la der echa par ece l a i z qui er da. Si todas las manos fueran abs ol utamente s i métr i cas , la i magen vi r tual no di fer i r í a de l a r eal y no habr í a que hacer la di s ti nci ón de mano « der echa» y mano « i z qui er da» . Pues bien, apliquemos es to a un gr upo de par tí cul as que emi tan el ectr ones . Si los electrones se di s per s an

uni for memente en todas direcciones, la par tí cul a de r efer enci a no mos tr ar á « i denti fi caci ón manual» . Pero s i casi todos el los tienden a s egui r una di r ecci ón deter mi nada — di gamos haci a ar riba y no haci a abaj o— , la par tí cul a s er á as i métr i ca, mos tr ar á « i denti fi caci ón manual » . Si viéramos las emisiones en un espej o, la di r ecci ón pr edomi nante apar ecer í a i nver ti da. Por tanto, fue pr eci s o obs er var una s er i e de par tí cul as que emi ti er an el ectr ones en una i nter acci ón débil (por ejemplo, unas partículas que s e debi litan por la emi s i ón beta), par a compr obar si los electrones escapaban en una deter mi nada di r ecci ón. Para r eal izar este ex per i mento, Li y Yang s ol i ci tar on la ayuda de una doct or a en Fí s i ca exper i mental , de l a Uni ver s i dad de Col umbi a: Chien- S hi ung Wu. La doctor a hi z o l os preparativos para es tabl ecer las condiciones requeridas. Todos los átomos emisores de el ectr ones deberían estar al ineados en l a mi s ma di r ecci ón, si se quer í a detectar un senti do uni for me de emi s i ón. Se hi z o as í por medio de un campo magnéti co, y se mantuvo el material a una temper atur a cer cana al cero abs ol uto. Al cabo de cuar enta y ocho hor as , el experimento di o s u r espuesta. Sin duda al guna, l os electrones habían sido emi ti dos de for ma as i métr i ca. La cons er vaci ón de l a par i dad no s e cumpl ía en l as interacci ones débi les. El « mesón theta» y el « mesón tau» eran una mi s ma par tí cul a y se des i ntegr aban a veces con l a par i dad par y, en ocasi ones, con l a i mpar . Nuevos experimentador es confirmaron el fracaso de l a par i dad en este s enti do. Los citados físicos, Li y Yang, recibieron el premio Nobel de Fí s i ca en 1957. S i la s i metr í a fal l a en l as interacci ones débi les, quizá l o haga tambi én en otr as ci r cuns tanci as . Al fin y al cabo, el Universo, como un todo, puede s er diestro o z ur do. Como al ter nati va, puede haber dos universos: uno, zurdo, y otro, diestro; uno, compues to de mat er i a, y otro, de anti mater i a. Los físicos miran hoy con nuevo es cepti ci s mo l as leyes de cons er vaci ón en gener al . A s emej anza de l a par i dad, cualquiera de el las podría s er apl icada en ci er tas condiciones y no en otr as . La par i dad, después de s u caí da, fue combi nada con l a conj ugaci ón de car ga, otr a pr opi edad matemáti ca as i gnada a l as partículas subatómi cas , que gobi er nan su s tatus como par tí cul a o anti par tí cul a, y se habl ó de l as dos como cons er vaci ón CP, una l ey de cons er vaci ón más profunda y más general que l a de cons er vaci ón de par i dad (P), o de s ól o l a cons er vaci ón de l a car ga de conj ugaci ón (C). (Es ta cl as e de cos as no car ece de pr ecedentes . Como ver emos en el capítulo s i gui ente, la l ey de cons er vaci ón de mas as

conduce a l a más profunda y general ley de l a cons er vaci ón de mas a- ener gí a. ) S i n embar go, la cons er vaci ón CP demos tr ó s er también i nadecuada. En 1964, dos fí s i cos estadounidenses, Val Logsden Fi tch y James Watson Cr oni n, mostraron que l a cons er vaci ón CP er a, en rar as ocasiones, también vi ol ada en i nter acci ones débiles. El as unto de l a di r ecci ón del tiempo (T ) s e añadi ó por lo tanto, y la gente habl a ahor a de s i metr í a CPT . Por su tr abaj o, Fitch y Cronin compar ti er on el premio Nobel de Fí s i ca de 1980. Una teor í a de campo uni fi cado ¿Por qué deber í a haber cuatro campos diferentes, cuatro for mas diferentes en l as que i nter actuar í an l as partículas? Natur al mente, podría ex i s ti r cualquier número, pero l a ur genci a de l a s i mpl i ci dad s e hal l a pr ofundamente engr anada en el punto de vi s ta ci entí fi co. Si deben s er cuatro ( o cual qui er otro númer o) , ¿no podr í a s er que todos cons ti tuyes en aspectos diferentes de un úni co campo, de una úni ca i nter acci ón? Y s i es as í , la for ma mej or de demos tr ar l o s er í a hal l ar alguna cl as e de r el aci ón matemáti ca que l as expresase t odas , y que i l umi nas e de es t e modo al gunos aspectos de s us pr opi edades que, de otr o modo, permanecerían os cur as . Por ejemplo, hace un centenar de años , Maxwell elaboró una s er i e de ecuaci ones matemáticas que s e adecuaban a l as labores tanto de l a el ectr i ci dad como del magnetismo, y mostraron que cons ti tuí an dos aspectos de un úni co fenómeno, al que ahor a l l amamos campo el ectr omagnéti co. ¿No podr í amos ahora l l egar más lejos? Ei ns tei n comenzó a tr abaj ar en una teor í a uni fi cada de campo, en una época en que s ól o er an conoci dos los campos electromagnético y gravitatorio. Pasó décadas en esta tar ea y fracasó; y mi entr as trabajaba, se des cubr i er on dos campos de cor to al cance, y l a tar ea aún s e convi r ti ó en más ardua. S i n embar go, a fi nal es de l os años 1960, el físico nor teamer i cano S teven Wei nber g y el fí s i co br i táni co- paqui s taní , Abdus Salam, trabajando i ndependi entemente, imaginaron un tr atami ento matemáti co que cubr í a tanto el campo el ectr omagnéti co como el campo débi l, y los dos juntos fueron denomi nados campo el ectr odébi l. Es te tr atami ento fue l uego el abor ado por el físico nor teamer i cano S hel don Lee Gl as how, que habí a s i do compañer o de cl as e de Wei nber g en l a es cuel a s uper i or . La teor í a hi z o neces ar i a que tanto l as interacciones electromagnéticas como l as interacci ones de par tí cul as en que l a car ga el éctr i ca no s e i nter cambi as e. Algunas de l as mismas, no conoci das previamente, se demos tr ó que ex i s tí an exactamente como s e habí a pr edi cho cuando s e bus caban: una poder os a pi ez a de convi cci ón en favor de l a nueva t eor í a.

Wei nber g, Salam y Glashow compar ti er on todos el premio Nobel de Fí s i ca de 1979. La teor í a el ect r odébi l proporcionó detal l es de cómo deber í an ser las perdidas partículas de i nter cambi o de l a i nter acci ón débi l (partículas que habí an si do bus cadas en vano dur ante medi o s i gl o) . No deber í a haber exactamente una par tí cul a- W, sino tr es par tí cul as : una W + una W - , algo eti quetado como Z 0 o, en otr as palabras, una par tí cul a pos i ti va, otra negati va y una ter cer a neutr a. Y lo que es más aún, algunas de l as propiedades podrían especi fi car se s i la teor í a el ectr odébi l era cor r ecta. Deberían ser 80 veces más masivas que l os protones, por ejemplo, una pr opi edad r el aci onada con que hubi es e s i do tan elusi va. Cuesta una enor me ener gí a el llevarlas a l a ex i s tenci a y hacer l as detectables. Además, esas grandes masas conl levan el que l a i nter acci ón débi l s ea de poco r adi o de acci ón, lo cual hace i mpr obabl e que es as partículas se apr oxi mas en mutuamente l o s ufi ci ente como par a que l a i nter acci ón tuvi ese l ugar , lo cual se hal l ar í a r el aci onado con el hecho de que l a i nter acci ón débi l fuese mucho más débi l que l a fuer te. S i n embar go, en 1983 los físicos tenían a s u di sposi ci ón ener gí as suficientemente el evadas para l a tar ea, y las tres partículas fueron al fin detectadas, y asimismo con l a mas a pr evi s ta. Esto l ogr ó que l a teor í a el ect r odébi l acabase de encaj ar . Mi entr as tanto, el mis mo es quema matemáti co que par ecí a cubr i r tanto el campo el ectr omagnéti co como el campo débi l , fue cons i der ado por muchos físicos suficiente as i mi s mo par a el campo fuer te ( con al gunas complicaciones añadidas). Se han avanzado al gunas formas de r eal i z ar l o as í . Si la teor í a el ectr odébi l es una teor ía uni fi cada, cabría i ncl ui r el campo fuer te as í como una gr an teor ía uni fi cada, abr evi ada por lo gener al GUT s (por que hay más de una) . S i el campo fuer te ha de quedar bajo l a s ombr i l l a del GUT, se ver í a que deben exi s ti r el i nter cambi o de par tí cul as ultramasivas requerido más al lá de l os gluones, y no menos de doce de el los. Dado que ti enen mayor masa que l os W y los Z, serían más difíciles de det ectar , y no ex i s ten esper anzas de que s e cons i ga en un pl azo br eve. Deben s er de un ámbi to más corto que cual qui er cosa que s e haya cons i der ado has ta ahor a. El r adi o de acci ón de es as partículas de i nter cambi o ul tr amas i vas del campo fuer te es i nfer i or a una tr i l l onés i ma del diámetro del núcleo atómi co. Ahor a bi en, si esas par tí cul as ultramasivas de i nter cambi o ex i s ten, es posible que una de el l as pasase de un quar k a otr o dentr o de un pr otón. Tal paso puede des tr ui r a uno de l os quarks, convirtiéndole en un l eptón. Con uno de l os quarks desaparecido, el

pr otón se conver ti r í a en un mes ón, que l l egado el momento podr í a des componer s e en un posi tr ón. S i n embar go, a fi n de que el intercambio tuvi es e l ugar , los quarks (que s on par tí cul as puntual es ) deberían pasar lo s ufi ci entemente cer ca una de otr a par a encontr ar s e dentr o del radio de acci ón de es as partículas de i nter cambi o ul tr amas i vas . Por i ncr eí bl emente pequeño que s ea es e ámbi to, incluso dentr o de l os próximos confines del protón, resulta i mpr obabl e s emej ante apr ox i maci ón. En r eal idad, se ha cal cul ado que l a neces ar i a apr ox i maci ón tendr í a l ugar tan r ar amente que un pr otón quedar í a des tr ui do s ól o des pués de 10 11 años de ex i s tenci a, de pr omedi o. Esos numerosos años representan 600 mi llones de bi l l ones de veces la exi s tenci a total del Universo has ta es te momento. Como es natural, se tr at a de una vi da medi a. Al gunos protones podrían vi vi r mucho más que es o y hacerse aún más breves. I ncluso s i pudiesen estudi ar se l os suficientes pr otones , cierto númer o de tal desintegración de pr otón tendr í a l ugar cada s egundo. Por ejemplo, puede haber una des i ntegr aci ón de 3 mi l mi llones de pr otones en l os océanos de l a T i er ra cada s egundo. (Esto par ece muchí s i mo, pero es una canti dad del todo i ns i gni fi cante, naturalmente, en compar aci ón con el número total de pr otones en el océano.) Los físicos están ans i os os de detectar tales desintegraciones y de di fer enci ar l as con cl ar i dad de otr os acontecimientos similares que puedan tener lugar en unos números muy superiores. Si puede detectar s e l a des i ntegr aci ón, constituiría una pi ez a poder os a de convi cci ón en favor de l os GUTs, pero, en el caso de l as ondas gravitatorias, la detecci ón r equer i da s e hal l a en el mismo l í mi te de l o pos i bl e, y puede l l evar cons i der abl e ti empo es tabl ecer este as unto de un modo u otr o. Las teorías relacionadas con esas nuevas unificaci ones pueden empl ear s e par a el abor ar los detal les de l a gr an expl osi ón con l a que comenz ó el Universo. Al parecer, en el mismo comi enz o, cuando el Universo habí a ex i s ti do dur ante menos de una mi llonésima de bi llonésima de s egundo, y era más tenue que un pr otón y tenía una temper atur a de bi l l ones de bi l l ones de bi l l ones de gr ados , existía s ól o un campo y sólo una cl as e de i nter acci ón de par tí cul as . A medi da que el Universo s e ex pandi ó, y la temper atur a di s mi nuyó, los diferentes campos se « congel ar on» . As í nos podemos imaginar la T i er ra tan en extr emo cal iente, que no s er í a nada más que una es fer a gas eos a con toda cl as es de át omos diferentes mezclándose des i gual mente, por lo que cada por ci ón del gas tendría l as mismas propiedades que otr a cual qui er a. Sin embar go, a medi da que el gas se enfr i ó, las diferentes sustancias s e s epar ar í an, al principio como l í qui dos y, l legado el momento, constituirían una

es fer a de s us tanci as muy diferentes y que ex i s ti r í an por separado. S i n embar go, hasta ahor a l a i nter acci ón gr avi tator i a ha demos tr ado s er intransigente. No par ecí a ex i s ti r forma de i ncl ui r l a baj o l a s ombr i lla de l a cl as e de mat emáti cas el abor ada por Weinberg y los demás. La uni fi caci ón que der r otó a Ei ns tei n hasta ahor a ha der r otado as i mi s mo a todos sus sucesores. I ncl us o de antemano, los GUTs han pr oduci do al go en extr emo i nter es ante. Los físicos s e han pr eguntado cómo el bi g bang dar í a or i gen a un Uni ver s o tan apel mazado como par a tener galaxias y estrel las. ¿Por qué una cos a más simple que no s e ex tender í a en una vas ta nebl ina de gas es y polvo en todas direcci ones ? Y en ese mi s mo s enti do, ¿por qué el Universo ha de pos eer semejante dens i dad que no pueda es tar s e s egur o de s i es abierto o cer rado? Puede s er claramente abi er to ( cur vado negati vamente) o cer rado (cur vado pos i ti vamente) . Y en vez de es o es casi plano. Un fí si co nor teamer i cano, Alan Guth, en l os años 1970, empleó l os GUTs para r az onar que, cuando l a gr an expl osi ón tuvo lugar , se pr oduj o un per í odo i ni ci al de una expans i ón en extremo r ápida o inflación. En tal uni ver s o i nfl aci onar i o, l a temper atur a des cendi ó con tal rapidez que no hubo ti empo par a que l os diferentes campos se s epar as en o par a que s e for mas en l as diferentes partículas. Ha s i do s ól o mucho más tar de en el juego, cuando el Universo s e hi z o mucho más grande, cuando tuvo l ugar la di fer enci aci ón. De ahí lo pl ano del Universo y también su apel mazami ento. El hecho de que l os GUTs, una teor í a des ar r ol lada s ól o a par ti r de l as partículas, pueda l legar a expl icar los dos enigmas que r odean el nacimiento del Universo, es una gr an pr ueba a favor de que l os GUTs estén en l o ci er to. En r eal idad, el Universo i nfl aci onar i o no el imina todos los problemas, y los diferentes fí s i cos han i ntentado r emendar l o en di fer entes formas para hacer que coi nci dan mej or l as previ s i ones y la r eal i dad. Pero es tamos aún en l os primeros días y existe l a confi anza cons i der abl e de que al guna ver s i ón de l os GUTs y de l a i nfl aci ón ll egue a funci onar . T al vez esto ocur rirá as í cuando, finalmente, alguien el abor e una for ma de i ncl ui r la i nter acci ón gr avi tator i a en l a teor í a, y de es e modo l a uni fi caci ón l ogr e al fin completarse. LA LUZ Has ta ahor a, he es tado tr atando cas i enteramente de obj et os materiales, desde l os

muy grandes, como l as galaxias, a l os muy pequeños, como l os electrones. Sin embar go, existen i mpor tantes objetos inmateriales, y de l os mismos el más l ar gamente conoci do y el más ricamente apr eci ado es la l uz . Según l a Bi bl i a, las pr i mer as palabras de Di os fueron « Haya l uz » , y el Sol y la Luna fuer on cr eados pr i mar i amente par a s er vi r como tal es fuentes de l uz . « Y l uzcan en el firmamento de l os cielos, para al umbr ar la ti er ra.» Los estudiosos de l a época anti gua y medieval estaban por completo a os cur as acerca de l a natur al ez a de l a l uz . Especulaban acer ca de que cons i s tí a de par tí cul as emitidas por un obj eto r el uci ente o tal vez por el mismo oj o. Los únicos hechos al respecto que fuer on capaces de es tabl ecer consistieron en que l a l uz viaja en l ínea r ecta, que s e r efl ej a en un espej o con un ángul o i gual a aquel con que el rayo choca con el espejo, y que un r ayo de l uz se i ncl i na ( se r efracta) cuando pas del aire al cristal, al agua o a cual qui er a otr a sus tanci a tr anspar ente. Natu al eza de l a l uz Cuando l a l uz entra en un cr i stal , o en al guna otr a s us tanci a tr ans par ente, de una for ma obl icua — es decir, en un ángul o r es pecto de l a ver ti cal — , siempre s e r efr acta en una di r ecci ón que for ma un ángul o menor respecto de l a ver ti cal . La ex acta r el aci ón entr e el ángulo or i gi nal y el ángulo r efl ej ado fue el abor ada por pr i mer a vez en 1621 por el físico neer l andés Wi llebrord S nel l. No publ i có s us hallazgos y el fi lósofo fr ancés Rene Des car tes descubrió l a l ey, independientemente, en 1637. Los primeros experimentos importantes acerca de l a natur al ez a de l a l uz fueron l l evados a cabo por Isaac Newt on en 1666, como ya he menci onado en el capítulo 2. Per mi ti ó que un r ayo de l uz entrase en una habi taci ón oscur a a t r avés de una gr i eta de l as persi anas , cayendo obl i cuamente s obr e una car a de un pr i sma de cr i s tal triangular. El rayo s e r efr acta cuando entr a en el cristal y se r efr acta aún más en l a mi s ma di r ecci ón cuando s al e por una s egunda car a del prisma. (Las dos refracciones en l a mi s ma di r ecci ón se or i gi nan por que l os dos lados del prisma s e encuent r an en ángul o en vez de en for ma par al el a, como s er í a el caso en una l ámi na or di nar i a de cr i s tal . ) Newton atr apó el rayo emer gente s obr e una pantal la bl anca par a ver el efecto de l a r efr acci ón r efor zada. Descubrió que, en vez de for mar una mancha de l uz blanca, el r ayo s e ex t endí a en una gama de col or es : rojo, anaranjado, amarillo, verde, azul y vi ol eta, en este or den. Newton deduj o de el lo que l a l uz blanca cor riente er a una mez cl a de var i as luces que exci taban por separado nues tr os ojos para pr oduci r las diversas sensaciones de

col or es . La ampl i a banda de s us componentes se denomi nó s pectr um ( pal abr a l ati na que s i gni fi ca « es pect r o» «fantasma».) Newton ll egó a l a concl us i ón de que l a l uz se componí a de di mi nutas partículas (« cor pús cul os » ), que vi aj aban a enor mes velocidades. Así se ex pl icaba que l a l uz se movi er a en l ínea r ecta y proyectara s ombr as recortadas. Asimismo, se r efl ej aba en un es pej o por que l as partículas rebotaban contr a l a s uper fi ci e, y se dobl aba al penetrar en un medi o r efr actante ( t al como el agua o el cristal), porque l as partículas se moví an más aprisa en ese medi o que en el aire. S i n embar go, se pl antear on al gunas inquietantes cuestiones. ¿Por qué s e r efr actaban l as partículas de l uz ver de más que l as de l uz amari lla? ¿Cómo s e ex pl icaba que dos r ayos se cr uz ar an si n per tur bar s e mutuament e, es decir, sin que s e pr oduj er an col isiones entre s us partículas? En 1678, el físico neer l andés Christian Huyghens (un ci entí fi co pol i facéti co que habí a cons tr ui do el primer reloj de péndul o y real izado i mpor tantes trabajos astronómicos) pr opus o una teor í a opues ta: la de que l a l uz se componí a de mi nús cul as ondas. Y si s us componentes fueran ondas, no s er í a di fí ci l expl icar las diversas refracci ones de l os di fer entes tipos de l uz a tr avés de un medi o r efr actante, siempre y cuando s e aceptar a que l a l uz se moví a más despacio en es e medi o r efr actante que en el aire. La canti dad de r efr acci ón var i ar í a con l a l ongi tud de l as ondas: cuanto más corta fues e tal longitud, tanto mayor sería l a r efr acci ón. El lo s i gni fi caba que l a l uz violeta ( l a más sensible a es te fenómeno) debía de tener una l ongi tud de onda más corta que l a l uz azul, ésta, más corta que l a ver de, y así sucesivamente. Lo que per mi tí a al ojo di s ti ngui r los col or es eran esas diferencias entre l ongi tudes de onda. Y, como es natural, si la l uz es taba i ntegr ada por ondas, dos rayos podrían cr uzar se s i n di fi cul tad al guna. (En defi ni ti va, las ondas sonoras y las del agua s e cr uz aban conti nuamente s i n per der sus r es pecti vas identidades.) Per o l a teor í a de Huyghens sobre l as ondas tampoco fue muy satisfactoria. No expl icaba por qué s e moví an en lí nea r ecta l os rayos luminosos; ni por qué pr oyectaban sombr as recortadas; ni aclaraba por qué l as ondas luminos as no podí an r odear los obstáculos, del mismo modo que pueden hacer l o l as ondas sonoras y de agua. Por añadidura, se obj etaba que s i la l uz consistía en ondas, ¿cómo podí a vi aj ar por el vacío, ya que cr uz aba el espacio des de el Sol y las estrel las? ¿Cuál er a es a mecáni ca ondul ator i a? Apr oxi madamente dur ante un si gl o, contendieron entr e s í estas dos teorías. La « teor í a corpuscul ar » , de Newton fue, con mucho, la más

popular, en par te, porque l a r es pal dó el famoso nombre de su autor. Pero haci a 1801, un fí si co y médico i ngl és , Thomas Young, l levó a cabo un exper i mento que ar r as tr ó l a opi ni ón públi ca al campo opues to. Pr oyectó un fi no r ayo l umi nos o s obr e una pantal l a, naciéndolo pas ar antes por dos or i fi ci os casi juntos. Si la l uz estuviera compues ta por partícul as , cuando l os dos rayos emer gi er an de ambos oficios, formarían pr esuntamente en l a pantal la una r egi ón más l umi nos a donde s e s uper pus i er an, y regiones menos brillantes, donde no s e di er a tal s uper pos i ci ón. Pero no fue es to l o que des cubr i ó Young. La pantal la mos tr ó una s er i e de bandas luminosas, separadas entre s í por bandas oscuras. Pareció i ncl us o que, en es os intervalos de s ombr a, la l uz de ambos rayos contribuía a i ntens i fi car la os cur i dad. S er í a fáci l explicarlo medi ante l a teor í a ondul ator i a. La banda l umi nos a r epr es entaba el r efuer z o pr es tado por las ondas de un r ayo a l as ondas del otro. Dicho de ot r a for ma: Entr aban « en fas e» dos trenes de ondas , es decir, ambos nodos, al unirse, se for tal ecí an el uno al otro. Por otra par te, las bandas oscuras repr es entaban puntos en que l as ondas estaban « desfasadas» porque el vientre de una neutr al i z aba el nodo de l a otr a. En vez de aunar sus fuerzas, las ondas se i nter fer í an mutuamente, reduciendo l a ener gí a l umi nos a net a a l as proximidades del punto cer o. Cons i der ando l a anchur a de l as bandas y la di s tanci a entr e l os dos orificios por los que s ur gen ambos rayos, se pudo cal cul ar la l ongi tud de l as ondas luminosas, por ejemplo, de l a l uz roja o l a vi ol eta o l os colores intermedios. Las longitudes de onda r es ul tar on s er muy pequeñas. Así, la de l a l uz roja er a de unos 0,000075 cm. (Hoy se ex pr es an l as longitudes de l as ondas luminosas mediante una uni dad muy práctica i deada por Angs tr óm. Esta uni dad, denominada, en honor a s u autor , angstróm — abr evi atur a, Á— , es l a ci enmi llonésima par te de 1 cm. Así, pues, la l ongi tud de onda de l a l uz roja equi val e más o menos a 7. 500 Á, y la de l a l uz violenta, a 3. 900 Á, mientras que l as de col or es visibles en el espectro os ci lan entr e ambas cifras.) La cor t edad de es tas ondas es muy importante. La r az ón de que l as ondas luminosas s e des pl acen en l ínea r ecta y proyecten sombr as recortadas se debe a que todas son i ncompar abl emente más pequeñas que cual qui er objeto; pueden contor near un obs tácul o s ól o s i éste no es mucho mayor que l a l ongi tud de onda. Hasta l as bacterias, por ejemplo, tienen un vol umen muy superior al de una onda l umi nos a y, por tanto, la l uz puede defi ni r claramente s us contornos bajo el microscopio. Sólo l os objetos cuyas

di mens i ones se as emej an a l a l ongi tud de l a onda l umi nos a ( por ejemplo, los virus y otr as partículas submicroscópicas) son l o s ufi ci entemente pequeños como par a que puedan ser contorneados por las ondas luminosas. Un fí si co fr ancés , Augustin- Jean Fr esnel , fue qui en demostr ó por vez primera, en 1818 que s i un obj eto es lo s ufi ci entemente pequeño, la onda l umi nos a l o contor near á sin di fi cul tad. En tal caso, la l uz determina el llamado fenómeno de « di fr acci ón» . Por ej empl o, las finísimas l íneas paralelas de una « r ej a de di fr acci ón» actúan como una s er i e de mi nús cul os obstáculos, que s e r efuer z an entr e s í . Puesto que l a magni tud de l a di fr acci ón va as oci ada a l a l ongi tud de onda, se pr oduce el espectro. A l a i nver s a, se puede cal cul ar la l ongi tud de onda mi di endo l a di fr acci ón de cual qui er color o por ci ón del espectro, así como l a s epar aci ón de l as marcas sobre el cristal. Fr aunhofer exploró di cha r ej a de di fr acci ón con obj eto de aver i guar sus finalidades pr ácti cas , progreso que s uel e ol vi dar s e, pues queda ecl ipsado por su descubr i mi ento más famoso: las r ayas espectrales. El físico amer i cano Henr y Augustus Rowland i deó l a r ej a cóncava y desar rol ló técni cas para r egul ar l as de acuer do con 20.000 líneas por pul gada. El lo hi z o pos i bl e l a s us ti tuci ón del prisma por el espectroscopio. Ante tal es hallazgos exper i mental es , más el desarrol lo metódi co y matemático del movi mi ento ondul ator i o, debido a F r es nel , pareció que l a teor í a ondul ator i a de l a l uz habí a ar raigado defi ni ti vamente, desplazando y relegando par a s i empr e a l a teor ía cor pus cul ar . No s ól o s e aceptó l a ex i s tenci a de ondas luminosas, sino que tambi én s e mi di ó su l ongi tud con una pr eci s i ón cada vez mayor. Hacia 1827, el físico fr ancés Jacques Babi net sugirió que s e empl ear a l a l ongi tud de onda l umi nos a — una canti dad fí s i ca i nal ter abl e— como uni dad par a medi r tales longitudes, en vez de l as muy diversas uni dades ideadas y empleadas por el hombre. Sin embar go, tal sugerencia no s e l l evó a l a pr ácti ca has ta 1880 cuando el físico ger mano- amer i cano Al ber t Abraham Mi chel s on inventó un i nstr umento, denominado « i nter fer ómetr o» , que podí a medi r las l ongi tudes de ondas luminosas con una ex acti tud s i n pr ecedentes. En 1893, Michelson mi di ó l a onda de l a r aya r oj a en el espectro del cadmio y determinó que s u l ongi tud er a de 1/1. 553.164 m. Per o l a i ncer ti dumbr e r eapar eci ó al descubrirse que l os elementos estaban compuestos por isótopos diferentes, cada uno de l os cuales aportaba una r aya cuya l ongi tud de onda di fer í a l i ger amente de l as restantes. En l a década de 1930 se mi di er on l as rayas

del criptón 86. Como qui er a que es te i s ótopo er a gas eos o, se podí a abor dar con baj as temper atur as , para fr enar el movimiento atómi co y reducir el consecutivo engr os ami ento de l a r aya. En 1960, el Comité I nter naci onal de Pes os y Medidas adoptó l a r aya del criptón 86 como uni dad fundamental de l ongi tud. Entonces se r es tabl eci ó l a l ongi tud del metro como 1. 650.763,73 veces la l ongi tud de onda de di cha r aya es pectr al . Ello aumentó mi l veces la pr eci s i ón de l as medidas de l ongi tud. Hasta ent onces se habí a medi do el anti guo metr o patr ón con un mar gen de er r or equivalente a una mi llonésima, mientras que en l o s uces i vo s e pudo medi r la l ongi tud de onda con un mar gen de er r or equi val ente a una mi lmi llonésima. La vel oci dad de l a l uz Evi dentemente, la l uz se des pl az a a enor mes velocidades. Si apagamos una l uz , todo queda a os cur as instantáneamente. No s e puede deci r lo mi s mo del sonido, por ej empl o. Si contemplamos a un hombr e que es t á par ti endo l eña en un l ugar distante, s ól o oi r emos los golpes momentos después de que cai ga el hacha. Así, pues, el soni do tar da ci er t o ti empo en l legar a nues t r os oídos. En r eal idad es fáci l medir la vel oci dad de s u despl azami ento: unos 1.206 km/h en el aire y a ni vel del mar. Gal ileo fue el primero en i ntentar medir la vel oci dad de l a l uz . Se col ocó en deter mi nado l ugar de una col ina, mientras su ayudante s e s i tuaba en otr o; luego s acó una l interna encendi da: tan pr onto como s u ayudante vi o l a l uz , hizo una s eñal con otr a l interna. Galileo r epi ti ó el experimento a di s tanci as cada vez mayores, suponiendo que el tiempo r equer i do por su ayudante par a r es ponder mantendría una uni for mi dad cons tante, por lo cual , el intervalo entr e l a s eñal de s u pr opi a l interna y la de s u ayudante r epr es entar í a el tiempo empl eado por la l uz para r ecor r er cada di s tanci a. Aunque l a i dea er a l ógi ca, la l uz viajaba demas i ado apr i s a como par a que Gal i l eo pudi er a per ci bi r las sutiles diferencias con un método tan r udi mentar i o. En 1676, el astrónomo danés Olaus Roemer logró cr onometr ar la vel oci dad de l a l uz a es cal a de di s tanci as astronómicas. Estudiando l os ecl ipses de Júpi ter en sus cuatro gr andes satélites, Roemer observó que el intervalo entr e ecl i ps es consecutivos era más l ar go cuando l a T i er ra s e al ej aba de Júpi ter , y más corto cuando s e moví a en su ór bi ta haci a di cho as tr o. Al parecer, la di fer enci a entr e l as duraciones del ecl ipse r efl ej aba l a di fer enci a de di s tanci as entre l a T i er ra y Júpiter. Y tr ataba, pues, de medi r la di s tanci a par ti endo del tiempo empl eado por la l uz para tr as l adar s e des de Júpi ter hasta l a

T i er ra. Calculando apr ox i madamente el tamaño de l a ór bi ta ter r es t r e y observando l a máxi ma di s cr epanci a en l as duraciones del ecl ipse que, según Roemer , representaba el ti empo que neces i taba l a l uz para atr aves ar el eje de l a ór bi ta ter r es tr e, dicho as tr ónomo computó l a vel oci dad de l a l uz. Su r esul tado, de 225.000 km/seg, parece excel ente s i se cons i der a que fue el primer intento, y resultó l o bas tante as ombr os o como par a pr ovocar la i ncr edul idad de s us coetáneos. S i n embar go, medio s i gl o des pués se confi r mar on l os cálculos de Roemer en un campo total mente di s ti nto. Allá por 1728, el astrónomo br i táni co James Bradley descubrió que l as estrellas parecían cambi ar de pos i ci ón con l os movimientos terrestres; y no por el par al aj e, sino por que l a tr as l aci ón ter r estr e al r ededor del Sol era una fr acci ón mens ur abl e ( aunque pequeña) de l a vel oci dad de l a l uz . La anal ogí a empl eada us ual mente es la de un hombr e que cami na con el paraguas abierto baj o un tempor al . Aun cuando l as gotas caigan ver ti cal mente, el hombre debe i ncl i nar hacia del ante el par aguas , porque ha de abr i r s e pas o entr e l as gotas. Cuanto más acelere s u paso, tanto más deberá i ncl i nar el paraguas. De maner a s emej ante, la T i er ra avanz a entr e l os ligeros rayos que caen desde l as estrel las, y el astrónomo debe i ncl inar un poco su tel es copi o y hacerlo en var i as direcci ones , de acuer do con l os cambios de l a tr ayector i a ter r es tr e. Mediante es e des ví o apar ente de l os astros («aberración de l a l uz » ) , Bradley pudo eval uar la vel oci dad de l a l uz y calcularla con más precisión. Sus cálculos fueron de 285.000 km/s, bastante más exactos que l os de Roemer , pero aún un 5,5 % más baj os . A s u debi do ti empo, los científicos fueron obteni endo medi das más exactas aún, confor me s e fue per fecci onando l a i dea or i gi nal de Gal ileo. En 1849, el físico fr ancés Ar mand- Hi ppol yte- Loui s Fizeau i deó un ar ti fi ci o medi ante el cual se pr oyectaba l a l uz s obr e un espej o s i tuado a 8 km de di s tanci a, que devol ví a el reflejo al observador. El ti empo empl eado por la l uz en su vi aj e de i da y vuelta no r ebas ó apenas la 1/20.000 de s egundo, pero Fi z eau l ogr ó medi r l o col ocando una r ueda dentada gi r ator i a en l a tr ayector i a del rayo l umi nos o. Cuando di cha r ueda gi r aba a ci er ta vel oci dad, regulada, l a l uz pasaba entr e l os dientes y se pr oyectaba contr a el siguiente, al ser devuelta por el espejo; así, Fizeau, colocado tr as la r ueda, no pudo ver l a ( fi g. 8.1.). Entonces se di o más velocidad a l a r ueda, y el reflejo pas ó por la s i gui ente mues ca entr e l os dientes,

s i n i nter cepci ón al guna. De es ta for ma, regulando y midiendo l a vel oci dad de l a r ueda gi r ator i a, Fizeau pudo cal cul ar el tiempo tr ans cur rido y, por consiguiente, la vel oci dad a que s e moví a el rayo de l uz . Un año más tarde, Jean Foucault — qui en r eali zar í a poco des pués su exper i mento con l os péndulos (véase capí tul o 4) — pr eci s ó más estas medidas empleando un espej o gi r ator i o en vez de una r ueda dentada. Entonces se mi di ó el tiempo tr ans cur rido des vi ando l i ger amente el ángulo de r efl ex i ón medi ante el veloz espejo gi r ator i o ( fi g. 8. 2). Foucault obtuvo un val or de 300.883 km/seg par a l a vel oci dad de l a l uz en el aire (s ol o un 0,7% mas bajo). Por añadidura, el fisico fr ancés util izó s u método par a deter mi nar la vel oci dad de l a l uz a tr aves de var i os liquidos. Averiguó que er a notabl emente i nfer i or a l a al canz ada en el aire. Esto concor daba tambi én con l a teor i a ondul ator i a de Huygens . Mi chel s on fue más preciso aún en sus medidas. Este autor , durante cuar enta años l ar gos , a par ti r de 1879, fue apl i cando el sistema Fi z eau- Foucaul t cada vez con mayor r efi nami ento, para medi r la vel oci dad de l a l uz. Cuando s e cr eyó l o s ufi ci entemente i nfor mado, proyectó l a l uz a tr avés del vacío, en vez de hacer l o a t r avés del aire, pues és te l a fr ena l i ger ament e, empleando par a el l o tuber í as de acer o cuya l ongi tud er a s uper i or a 1, 5 km. Según sus medidas, la vel oci dad de l a l uz en el vacío er a de 299.730 km/seg ( s ól o un 0,006 % más bajo). Demostraría tambi én que todas las l ongi tudes de ondas luminosas viajan a l a mi s ma vel oci dad en el vacío. En 1972, un equi po de i nves ti gador es bajo l a di r ecci ón de Kenneth M. Evens on efectuó unas mediciones aún más exactas y vio que l a vel oci dad de l a l uz era de 299.727,74 ki l ómetr os por segundo. Una vez se conoci ó l a vel oci dad de l a l uz con semej ante pr eci s i ón, se hi z o pos i bl e us ar la l uz , o por lo menos formas de el la, para medi r las di s tanci as . (Una cos a que fue pr ácti ca de l levar a cabo i ncl us o cuando s e conocí ala vel oci dad de l a l uz con menor precisión.)

RELACI ÓN MASA - ENERGÍ A Con el descubrimiento de l a r adi acti vi dad en 1896 (véase capí tul o 6) se pl anteó una nueva cues ti ón sobr e ener gí a. Las sustancias radiactivas uranio y tori o des pr endí an par tí cul as dotadas de s or pr endente ener gí a. Por añadidura, Marie Cur i e des cubr i ó que el radio emi tí a i nces antement e cal or en canti dades sustanciales: una onz a de r adi o pr opor ci onaba 4. 000 calorías por hora, y esa emi s i ón se pr ol ongaba hor a t r as hora, s emana t r as semana, década t r as década. Ni la r eacci ón quí mi ca más energética

conoci da has ta entonces podía pr oduci r una mi llonésima par te de l a ener gí a l i ber ada por el radio. Y aún habí a al go más sorprendente: a di fer enci a de l as reacci ones quí mi cas , esa pr oducci ón de ener gí a no es taba as oci ada con l a temper atur a. ¡ Pr os eguí a s i n var i aci ón a l a muy baj a temper at ur a del hidrógeno l íquido como s i ésta fuer a una temper atur a or di nar i a! Evi dentemente habí a apar eci do una es peci e i ns ól i ta de ener gí a s i n r el aci ón al guna con l a ener gí a quí mi ca. Por fortuna l os físicos no tar dar on mucho en conocer la r es pues ta. Una vez más la di o Ei ns tei n con su T eor í a es peci al de l a r el ati vi dad. El tratamiento matemáti co ei ns tei ni ano de l a ener gí a evi denci ó que s e podí a cons i der ar l a mas a como una for ma de ener gí a, y por cierto muy concentrada, pues una í nfi ma canti dad de mas a s e conver tí a en i nmensas cantidades de ener gí a. La ecuaci ón de Ei ns tei n, relacionando mas a y energía, figura hoy entre l as más famos as del mundo. Di ce as í : e = mc 2 Aquí , e r epr es enta l a ener gí a ( en er gi os); m, l a mas a ( en gr amos), y c, l a vel oci dad de l a l uz (expresada en centí metr os por segundo). Pues to que l a l uz se tr as l ada a tr ei nta mi l mi llones de centí metr os por segundo, el val or de c 2 es 900 mi l mi llones de mi l l ones . Ello s i gni fi ca que l a conver s i ón de 1 gramo de mas a en ener gí a pr oduci r á 900 mil mi llones de er gi os . El ergio es una pequeña uni dad de ener gí a i nex pr es abl e en tér mi nos corrientes, pero podemos imaginar su s i gni fi cado s i sabemos que l a ener gí a conteni da en 1 g de mas a bas ta par a mantener encendi da una bombi lla el éctr i ca de 1. 000 W durante 2. 850 años. O, expresándolo de otr a for ma, la conver s i ón compl eta de 1 g de mas a en ergio dar á un r endi mi ento equi val ente al de 2. 000 toneladas de gas ol ina. La ecuaci ón de Ei ns tei n destr uyó una de l as sagradas leyes científicas de cons er vaci ón. En efecto, la « l ey de cons er vaci ón de mas as » , establecida por Lavoisier, decretaba que no s e podí a cr ear ni destruir la mater i a. A deci r verdad, toda r eacci ón quí mi ca l i ber ador a de ener gí a tr ans for ma una pequeña canti dad de mas a en ener gí a: si pudi ér amos pesar con absol uta pr eci s i ón sus productos, la s uma total de és tos no s er í a i gual a l a mater i a or i gi nal . Pero l a mas a per di da en l as reacciones químicas ordinar i as es tan í nfi ma, que l os químicos del siglo XI X no habr í an podi do detectar l a con sus l i mi tados procedimientos técnicos. Sin embar go, ahora l os físicos afrontaron un fenómeno total mente di s ti nto: la r eacci ón nucl ear de l a r adi acti vi dad, y no l a r eacci ón quí mi ca del carbón combusti bl e. Las reacci ones nucleares libraron tanta ener gí a, que l a pér di da de mas a fue l o s ufi ci entemente gr ande como par a hacer mediciones. Abogando por el intercambio de mas a y energía, Einstein fundi ó l as leyes de

cons er vaci ón de ener gí a y de mas a en una s ol a l ey: La cons er vaci ón de mas aener gí a. La pr i mer a l ey de ter modi námi ca no s ól o s e mantuvo i ncólume, sino que fue tambi én más inexpugnable que nunca. Fr anci s W. Aston confirmó ex perimental mente l a conversión de mas a en ener gí a medi ante s u espectr ógr afo de mas as . Éste podí a medi r con gr an pr eci sión l a mas a de núcl eos atómicos tomando como bas e l a magni tud de s u defl exi ón por un campo magnéti co. Lo que r eal mente hi z o As ton fue demos tr ar que l os diversos núcleos no er an múl ti pl os exactos de l as masas de neutr ones y protones incorporados a s u es tr uctur a. Cons i der emos por un momento l as masas de es os neutrones y protones. Durante un s i gl o s e han medi do gener al mente l as masas de átomos y partículas subatómicas dando por supuesto, como bas e, que el peso atómi co del oxígeno es exactamente de 16,00000 (véase capí tul o 6) . Sin embar go, en 1929, Wil l iam Giauque demos tr ó que el oxí geno es taba cons ti tui do por 3 isótopos: el oxígeno 16, el oxígeno 17 y el oxígeno 18, y que s u pes o atómi co er a el pes o pr omedi o de l os números másicos de es os tres i s ótopos . A buen s egur o, el oxígeno 16 era el más abundante de l os tres, con el 99,759 % en todos los átomos de ox í geno. El lo s i gni fi caba que s i el oxígeno tení a un pes o atómi co gener al de 16,00000, el isótopo ox í geno 16 debería tener un númer o más i co de cas i 16. (Las masas de l as cantidades menores de ox í geno 17 y oxígeno 18 completaban al val or total, hasta 16.) Una gener aci ón después del descubrimiento, los químicos s i gui er on compor tándos e como s i no ex i s ti er a, ateniéndose a l a anti gua bas e, es decir, l o que s e ha dado en l lamar «pesos atómicos químicos». S i n embar go, la r eacci ón de l os físicos fue di s ti nta. Prefirieron asi gnar exactamente el val or 16,0000 a l a mas a del isótopo ox í geno 16 y determinar las r es tantes masas s obr e tal base. Ésta per mi ti r í a es peci fi car los «pesos atómicos físicos». Tomando, pues, como bas e el oxígeno 16 igual al patrón 16, el peso atómi co del propio ox í geno, con s us indicios de i s ótopos más pesados, fue 16, 0044. En gener al , los pes os atómicos fí s i cos de todos los elementos serían un 0,027 % más elevados que l os de s us s i nóni mos , los pesos atómicos químicos. En 1961, los físicos y los químicos l legaron a un compr omi so. Se acor dó deter mi nar los pes os atómicos sobre l a bas e del isótopo car bono 12, al que s e dar í a una mas a 12,0000. Así, los números atómicos se bas ar on en un númer o más i co car acter í s ti co y adqui r i er on l a mayor sol idez fundamental posible. Por añadidura, dicha bas e mantuvo l os pesos atómicos casi exactamente como er an antes con el antiguo s i s tema. Por ej empl o, sobre l a bas e del carbono 12 igual al patrón 12, el peso atómi co del oxígeno es 15,9994. Bi en. Comencemos entonces por el átomo del carbono 12, cuya mas a es igual a 12,0000. Su núcl eo conti ene 6 protones y 6 neutrones . Por las medidas

es pectr ogr áfi cas de mas as resulta evi dente que, sobre l a bas e del carbono 12 igual al patr ón 12, la mas a del protón en 1,007825, y la de un neutr ón, 1,008665. Así, pues, 6 pr otones deberán tener una mas a de 6, 046950 y 6 neutrones, 6,051990. Los 12 nucl eones juntos tendrán una mas a de 12,104940. Pero l a mas a del carbono 12 es 12,00000. ¿Dónde ha i do a par ar esa fr acci ón de 0, 104940? La mas a des apar eci da es el « defecto de mas a» , el cual, dividido por el número más i co, nos da el defecto de mas a por nucleón o l a « fr acci ón empaquetador a» . Realmente la mas a no ha des apar eci do, claro es tá. Se ha conver ti do en ener gí a s egún l a ecuaci ón de Ei ns tei n y, por tanto, el defecto de mas a es también l a « ener gí a agl uti nador a» del núcl eo. Para des i ntegr ar el núcleo en pr otones y neutrones individuales se r equi er e una canti dad entr ante de ener gí a i gual a l a ener gí a agl uti nador a, puesto que s e deber á for mar una canti dad de mas a equi val ente a es a ener gí a. As ton deter mi nó l a « fr acci ón empaquetador a» de muchos núcl eos , y descubrió que és ta aumentaba des de el hidrógeno has ta l os elementos próximos al hierro y luego di s mi nuí a con l enti tud en el resto de l a tabl a per i ódi ca. Dicho de ot r a for ma: la ener gí a agl uti nador a por nucleón er a más elevada en el centro de l a tabl a per i ódi ca. Ello s i gni fi caba que l a conver s i ón de un el emento s i tuado en un extr emo u otr o de l a tabl a en otr o pr óx i mo al centro, debería l i ber ar energía. T omemos por ejemplo el uranio 238. Este núcl eo s e des i ntegr a medi ante una s er i e de es l abones en pl omo 206. Durante tal proceso emi te 8 partículas alfa. (También cede par tí cul as beta, pero és tas son tan li ger as, que s e l as puede des car tar . ) Ahora bi en, la mas a del plomo 206 es 205,9745, y las 8 partículas alfa dan una mas a total de 32,0208. Estos productos juntos totalizan 237,9953 de mas a. Pero l a del uranio 238, de donde pr oceden, es 238,0506. La di fer enci a o pér di da de mas a es 0,0553. Esta pér di da de mas a ti ene l a magni tud s ufi ci ente como par a j us ti fi car la ener gí a l i ber ada cuando s e des i ntegr a el urani o. Al desintegrarse el uranio en átomos todavía más pequeños, como l e ocur r e con l a fi s i ón, libera una canti dad mucho mayor de ener gí a. Y cuando el hidrógeno s e convi er te en hel io, tal como s e encuentr a en l as estrel las, hay una pér di da fr acci onal aún mayor de mas a y, consecuentemente, un desar r ol lo más rico de ener gí a. Por entonces, los físicos empezaron a cons i der ar la equi val enci a mas a- ener gí a como una contabi lidad muy fiable. Ci temos un ej empl o. Cuando s e des cubr i ó el positrón en 1934, su ani quil ami ento r ecí pr oco con un el ectr ón pr oduj o un par de r ayos gamma cuya ener gí a fue pr eci s amente i gual a l a mas a de l as dos partículas. Por añadidura, se pudo cr ear masa con l as apropiadas cantidades de ener gí a. Un r ayo gamma de adecuada ener gí a, des apar ecer í a en ci er tas condiciones, para or i gi nar una « par ej a el ectr ón- pos i tr ón»

cr eada con ener gí a pur a. Mayores cantidades de ener gí a pr opor ci onadas por partículas cós mi cas o par tí cul as expulsadas de s i ncr ot ones protón (véas e capí tul o 7) , pr omover í an l a cr eaci ón de más par tí cul as masivas, tales como mes ones y anti pr otones . A nadi e puede s or pr ender que cuando el saldo contabl e no cuadr e, como ha ocur r i do con l a emi s i ón de par tí cul as beta pos eedor as de una ener gí a i nfer i or a l a es per ada, los fí s i cos inventen el neutrino par a ni vel ar las cuentas de ener gí a en vez de atr epel l ar la ecuaci ón de Ei ns tei n (véase capí tul o 7) . Y s i alguien r equi ri er a una pr ueba adi ci onal sobre l a conver s i ón de mas a en ener gí a, bas tar í a con r efer i r se a l a bomba atómi ca, la cual ha r emachado es e úl ti mo cl avo. PART Í CULAS Y ONDAS En l a década de l os años veinte de nues t r o s i gl o, el dualismo r ei nó s i n di sputa s obr e l a Fí s i ca. Planck había demos tr ado que l a r adi aci ón tení a car ácter de par tí cul a y onda a par tes iguales. Einstein habí a demos tr ado que l a mas a y energía er an dos caras de la mi s ma moneda y que es paci o y tiempo er an i nsepar abl es. Los físicos empezaban a bus car otros dualismos. En 1923, el físico fr ancés Louis- Ví ctor de Br ogl ie cons i gui ó demos tr ar que as í como una r adi aci ón tení a car act er í s ti cas de par tí cul as , las partículas de mat er i a tal como l os el ectr ones presentaban car acter í sti cas de ondas . Las ondas asociadas a es as partículas — pr edi j o Br ogl ie— tendr í an una l ongi tud i nver s amente pr opor ci onal al momento de l a par tí cul a. Las longitudes de onda as oci adas a el ectr ones de vel oci dad moder ada deben hal l ar s e, según cal cul ó Br ogl ie, en l a r egi ón de l os rayos X. Has ta es a s or pr endente pr edi cci ón pas ó a l a hi s tor i a en 1927. Clinton Jos eph Davi s son y Lester Halbert Germer, de l os «Bel l Telephone Labor ator i es » , bombardearon ní quel metál i co con el ectr ones. Debido a un acci dente de l abor ator i o que habí a hecho neces ar i o el calentamiento del níquel durante l ar go ti empo, el metal había adoptado l a for ma de gr andes cristales, una es tr uctur a i deal para l os ensayos de di fr acci ón por que el espacio entr e átomos en un cr i stal es comparable a l as cortísimas longitudes de onda de l os electrones. Y, efectivamente, los electrones, al pasar a t r avés de es os cr i s tal es , no s e compor tar on como par tí cul as , sino como ondas . La pel ícula col ocada detr ás del níquel mostró es quemas de i nter fer enci a, bandas alternativas opacas y cl ar as , tal como habr í an apar eci do s i hubieran s i do r ayos X y no el ectr ones los que atr aves ar on el níquel.

Los esquemas de i nter fer enci as eran pr eci samente l os que us ar a Young más de un s i gl o antes para pr obar la natur al ez a ondul ator i a de l a l uz . Ahora s er ví an par a pr obar l a natur al ez a ondul ator i a de l os electrones. Midiendo l as bandas de i nter fer enci ase pudo cal cul ar la l ongi tud de onda as oci ada con l os electr ones , y esta l ongi tud r es ul tó s er de 1, 65 unidades Angstróm (casi exactamente l o que habí a pr evi s to Br ogl ie). Dur ante aquel mismo año, el físico br i táni co Geor ge Paget T homson, trabajando i ndependi entemente y empleando métodos diferentes, demostró as i mi s mo que l os el ectr ones tienen pr opi edades ondulatorias. De Br ogl ie r eci bi ó el premio Nobel de Fí s i ca en 1929; Davis son y Thomson compar ti er on es e mi s mo gal ar dón en 1937. El ectr ones y ondas Nadi e s e habr í a s or pr endi do s i ese dual ismo par tí cul a- onda funci onar a a l a i nver s a, de tal forma que l os fenómenos conceptuados ordinariamente como de natur al ez a ondul ator i a tuvi er an asi mi smo car acter í s ti cas corpusculares. Planck y Einstein habí an mos tr ado ya que l a r adi aci ón s e componí a de cuantos , los cuales, a s u maner a, son tambi én par tí cul as. En 1923, Compton, el físico que pr obar í a l a natur al ez a cor pus cul ar de l os rayos cósmicos (véase capí tul o 7) , demostró que es os cuantos poseían algunas cual i dades corpusculares comunes. Descubrió que l os rayos X, al dispersarse en l a mater i a, perdían ener gí a y adquirían mayor longitud de onda. Eso er a j us tamente l o que cabí a es per ar de una r adi aci ón « cor pus cul ar » que r ebotar a contr a una mater i a cor pus cul ar ; la mater i a cor pus cul ar recibe un i mpul so haci a del ante y gana ener gí a, y el rayo X, al desviarse, la pi er de. El « efecto Compton» contribuyó al establecimiento del dualismo onda- par tí cul a. Las ondas corpusculares dejaron entr ever también i mpor tantes consecuencias para l a teor í a. Por lo pr onto es cl ar eci er on al gunos enigmas sobre l a es tr uctur a del átomo. En 1913, Niels Bohr había des cr i to el átomo de hi dr ógeno cual un núcl eo centr al r odeado por un el ectr ón que podí a gi r ar en torno s uyo s i gui endo cual qui er a de di ver s as ór bi tas . Estas órbitas ocupaban posi ci ones fijas; cuando un el ectr ón de hi dr ógeno pas aba de una ór bi ta ex ter na a otr a i nter na, perdía ener gí a, que l uego er a emi ti da en for ma de un cuanto de l ongi tud de onda fi j a. Si el electrón se moví a de una ór bi ta i nter na a otr a ex t er na, abs or bí a un cuanto de ener gí a, pero s ól o uno de l ongi tud de onda y tamaño es pecí fi cos , es decir, lo s ufi ci ente par a hacer l e mover s e en l a medi da adecuada. Ésa er a l a r az ón de que el hidrógeno pudi er a abs or ber o emi ti r sólo r adi aci ones de deter mi nadas longitudes de onda, produciendo r ar as características en

el espectro. El esquema de Bohr , cuya compl ej i dad s e acentuó paul ati namente dur ante l a s i gui ente década, evidenció s uma uti lidad par a ex pl icar muchos hechos sobre el es pectr o de var i os elementos. Esta t eor í a l e val ió a B ohr el premio Nobel de Fí s i ca en 1922. Los físicos alemanes James Franck y Gustav Ludwig Her tz (este úl ti mo, sobrino de Hei nr i ch Her tz) — cuyos estudios sobre l as col isiones entre átomos y electrones di er on unos fundamentos experimentales a l as teorías de Bohr — compar ti er on el pr emi o Nobel de Fí s i ca en 1925. Bohr no s upo ex pl icar por qué l as órbitas ocupaban posi ci ones fijas. Se l i mi tó a el egi r l as órbitas que di er an r esul tados correctos respecto a l a abs or ci ón y emisión de l as l ongi tudes de ondas luminosas sometidas a obs er vaci ón. En 1926, el físico al emán Er wi n S chr ódi nger decidió echar otra oj eada al átomo i ns pi r ándos e en l a teor í a de De Br ogl i e s obr e l a natur al ez a ondul ator i a de l as par tí cul as . Considerando el electrón como una onda, se di j o que és t e no gi r aba al r ededor del núcleo como l o hace un pl aneta al r ededor del Sol, sino cons ti tuyendo una onda, que s e cur vaba al r ededor del núcleo de tal forma que es taba a un tiempo, por as í decirlo, en todas las partes de s u ór bi ta. Resultó que, tomando como bas e l a l ongi tud de onda pr edi cha por De Br ogl ie par a un el ectr ón, un númer o enter o de ondas el ectr óni cas se aj us taba ex actament e a l as órbitas del ineadas por Bohr. Entre es tas ór bi tas , las ondas no s e aj us tar on en un númer o enter o, sino que s e i ncor por ar on « des fas adas » , y tales órbitas carecieron de es tabi l idad. S chr ódi nger ideó una des cr i pci ón matemáti ca del átomo, denominada « mecáni ca ondul ator i a» o « mecáni ca cuánti ca» , un método bas tante más satisfactorio que el s i s tema de Bohr para contempl ar el átomo. Schródinger compartió el premio Nobel de Fí s i ca en 1933 con Di r ac, quien conci bi er a l a teor í a de l as antipartículas (véase capí tul o 7) y contribuyera al desarrol lo de es e nuevo panor ama del átomo. El físico al emán Max Bor n, que coadyuvó al desarrol lo matemáti co de l a mecáni ca cuánti ca, compartió el pr emi o Nobel de Fí s i ca en 1954 (con Bethe). El principio de i ncer ti bumbr e Por aquel las fechas, el electrón s e habí a conver ti do en una « par tí cul a» bastante di fus a. Y es a ambi güedad habr í a de empeor ar muy pr onto. Werner Heisenberg, de Al emani a, pl anteó una pr ofunda cues ti ón, que cas i proyecto l as partículas y la pr opi a Fí s i ca al r ei no de l o i ncognos ci bl e. Hei s enber g habí a pr es entado s u pr opi o model o de átomo r enunci ando a todo i ntento de des cr i bi r el átomo como un compuesto de par tí cul as y ondas. Pensó que es taba condenado al fracaso cual qui er intento de es tabl ecer analogías entre l a es tr uctur a atómi ca y la es tr uctur a del mundo. Prefirió des cr i bi r los niveles de ener gí a u ór bi tas de

el ectr ones en tér mi nos numér i cos puros, sin l a menor traza de es quemas . Como qui er a que us ó un ar ti fi ci o matemáti co denomi nado « matr i z » para mani pul ar sus números, el s i s tema s e denomi nó « mecáni ca de matr i z » . Hei s enber g r eci bi ó el premio Nobel de Fí s i ca en 1932 por sus aportaciones a l a mecáni ca ondul ator i a de S chr ódi nger , pues esta úl ti ma par eci ó tan úti l como l as abs tr acci ones de Hei s enber g, y siempre es difícil, incluso par a un fí si co, desistir de r epr es entar gráficamente l as propias ideas. Haci a 1944, los físicos parecieron di spues tos a s egui r el procedimiento más cor recto, pues el matemático húngar o- es tadouni dens e John von Neumann expus o una l í nea ar gumental que par eci ó evi denci ar la equi val enci a matemáti ca entr e l a mecáni ca matr i z y la mecáni ca ondul ator i a. Todo cuanto demos tr aba l a una, lo podí a demos t r ar i gual mente l a otr a. ¿Por qué no el egi r , pues, la ver s i ón menos abstracta? Una vez presentada l a mecáni ca matr i z (para dar otro s al to atr ás en el tiempo) Hei s enber g pas ó a cons i der ar un s egundo pr obl ema: cómo des cr i bi r la pos i ci ón de l a par tí cul a. ¿Cuál es el procedimiento i ndi cado par a det er mi nar dónde es t á una par tí cul a? La r es pues ta obvi a es ésta: observarla. Pues bien, imaginemos un mi cr os copi o que pueda hacer visible un el ectr ón. Si lo quer emos ver debemos pr oyectar una l uz o al guna es peci e de r adi aci ón apr opi ada s obr e él . Pero un el ectr ón es tan pequeño, que bas tar í a un sol o fotón de l uz para hacer l e cambi ar de pos i ci ón apenas lo tocar a. Y en el preciso i ns tante de medi r su posi ci ón, alteraríamos ésta. És te es un fenómeno bas tante fr ecuente en l a vi da or di nar i a. Cuando medi mos la pr es i ón de un neumáti co con un manómetr o, dejamos escapar algo de ai r e y, por tanto, cambiamos la pr es i ón li ger amente en el mismo acto de medi r l a. Asimismo, cuando metemos un ter mómetr o cambi a l evemente es a temper atur a al absorber calor. Un contador de cor r i ente el éctr i ca r oba un poco de cor riente par a mover la maneci l l a s obr e l a es fer a. Y as í ocurre s i empr e en cada medi da que tomemos . S i n embar go, el cambio del sujeto es tan í nfi mo en todas nuestras mediciones or di nar i as , que podemos despreciarlo. Ahora bi en, la s i tuaci ón var í a mucho cuando i ntentamos calibrar el electrón. Aquí nuestro ar ti fi ci o medi dor es por lo menos tan gr ande como el objeto que medi mos ; y no ex i s te ni ngún agente medi dor más pequeño que el electrón. En cons ecuenci a, nuestra medi ci ón debe s ur ti r , sin duda, un efecto nada des deñabl e, un efecto más bien deci si vo en el objeto medi do. Podríamos detener el electrón y determinar así su posi ci ón en un momento dado. Pero s i lo hi ci ér amos , no s abr í amos cuál es su movi mi ento ni su vel oci dad. Por otra par t e, podríamos gobernar s u vel oci dad, pero entonces no podr í amos fijar su posi ci ón en un momento dado. Hei s enber g demos tr ó que no nos será pos i bl e i dear un método par a l ocal i z ar la

pos i ci ón de l a par tí cul a s ubatómi ca mi entr as no es temos dispuestos a aceptar la i ncer ti dumbr e abs ol uta r es pecto a s u posi ci ón exacta. Es un i mposi bl e cal cul ar ambos datos con exacti tud al mismo ti empo. S i endo as í , no podr á haber una aus enci a compl eta de ener gí a ni en el cero abs ol uto s i qui er a. Si la ener gí a al canz ar a el punto cer o y las partículas quedaran total mente i nmóvi l es , sólo s er í a neces ar i o deter mi nar su posi ci ón, puesto que l a vel oci dad equi val dr í a a cer o. Por tanto, sería de es per ar que s ubs i s ti er a al guna « ener gí a r es i dual del punto cer o» , incluso en el cero abs ol uto, para mantener las partículas en movi mi ento y también, por así decirlo, nuestra i ncer ti dumbr e. Esa ener gí a « punto cer o» es lo que no s e puede el iminar, lo que bas ta par a mantener l íquido el hel io i ncl us o en el cero abs ol uto ( véas e capí tul o 6) . En 1930, Einstein demostr ó que el principio de i ncer ti dumbr e — donde s e afi r ma l a i mpos i bi l idad de r educi r el error en l a pos i ci ón si n i ncr ementar el er ror en el momento— i mpl i caba tambi én l a i mpos i bi lidad de r educi r el error en l a medi ci ón de ener gí a s i n acr ecentar la i ncer ti dumbr e del tiempo dur ante el cual se t oma l a medi da. Él creyó poder uti lizar esta tes i s como tr ampol í n par a r efutar el principio de i ncer ti dumbr e, pero Bohr procedió a demos tr ar que l a r efutaci ón tentati va de Ei ns tei n er a er r ónea. A deci r verdad, la ver s i ón de l a i ncer ti dumbr e, según Ei nstei n, resultó s er muy útil, pues significó que en un pr oceso s ubatómi co s e podí a vi ol ar durante br eves lapsos la l ey sobre cons er vaci ón de ener gí a s i empr e y cuando s e hi ci es e vol ver todo al estado de cons er vaci ón cuando concl uyes en esos períodos: cuanto mayor sea l a des vi aci ón de l a cons er vaci ón, tanto más breves serán l os intervalos de ti empo tol er abl es . Yukawa apr ovechó es ta noci ón par a el abor ar su teor í a de l os piones (véase capí tul o 7) . I ncluso pos i bi l itó l a el uci daci ón de ci er t os fenómenos subatómicos presuponiendo que l as par tí cul as nacían de l a nada como un r eto a l a cons er vaci ón de l a ener gí a, pero se exti nguí an antes del tiempo as i gnado a s u detecci ón, por lo cual eran s ól o « par tí cul as vi r tual es » . Hacia fi nes de l a década 1940- 1950, tres hombres elaboraron l a teor í a s obr e es as partículas virtuales: fueron l os físicos norteamericanos Jul ián S chwi nger y Ri char d Phi l l ips Feynman y el físico j aponés Siniti r o T omonaga. Para r ecompens ar ese tr abaj o, se l es concedió a l os tres el premio Nobel de Fí s i ca en 1965. A par ti r de 1976 se han pr oduci do es pecul aci ones acerca de que el Universo comenz ó

con una pequeña per o muy masiva par tí cul a vi r tual que s e ex pandi ó con extr ema r api dez y que aún si gue ex i s ti endo. Según este punto de vi s ta, el Universo s e for mó de l a Nada y podemos preguntarnos acerca de l a pos i bi l idad de que haya un númer o i nfi ni to de Uni ver s os que s e for men (y l legado el momento acaben) en un vol umen i nfi ni to de Nada. El « principio de i ncer ti dumbr e» afectó pr ofundamente al pensamiento de l os físicos y l os filósofos. Ejerció una i nfl uenci a di r ecta s obr e l a cues ti ón fil osófi ca de « cas ual i dad» (es decir, la r el aci ón de caus a y efecto). Pero s us implicaciones para l a Ci enci a no s on l as que s e s uponen por lo común. Se l ee a menudo que el principio de i ncer ti dumbr e anul a toda cer t ez a acer ca de l a natur al ez a y muestra que, al fin y al cabo, la Ci enci a no s abe ni sabrá nunca haci a dónde s e di r i ge, que el conocimi ento ci entí fi co es tá a mer ced de l os caprichos imprevisibles de un Univer s o donde el efecto no s i gue neces ar i amente a l a caus a. Tanto s i esta i nter pr etaci ón es vál ida des de el ángulo vi s ual fi l os ófi co como s i no, el principio de i ncer ti dumbr e no ha conmovi do l a acti tud del ci entí fi co ante l a i nves ti gaci ón. Si, por ejemplo, no s e puede pr edeci r con cer teza el compor tami ento de l as moléculas individuales en un gas, también es cierto que l as mol écul as suelen acatar ciertas leyes, y su conducta es previsible s obr e una bas e es tadí s ti ca, tal como l as compañías aseguradoras calculan con í ndi ces de mor tal idad fi abl es , aunque s ea i mpos i bl e pr edeci r cuándo mor i r á un i ndi vi duo deter mi nado. Ci er tamente, en muchas observaciones científicas, la i ncer ti dumbr e es tan i ns i gni fi cante compar ada con l a es cal a cor r es pondi ente de medi das , que s e l a puede des car tar para todos los propósitos prácticos. Uno puede deter mi nar simultáneamente l a pos i ci ón y el movimiento de una es t r el la, o un pl aneta, o una bol a de bi llar, e i ncl us o un gr ano de ar ena con exacti tud abs ol utamente s ati s fact or i a. Res pecto a l a i ncer ti dumbr e entr e l as propias partículas subatómicas, cabe deci r que no r epr es enta un obstácul o, sino una ver dader a ayuda par a l os físicos. Se l a ha empl eado par a es cl ar ecer hechos s obr e l a r adi acti vi dad, sobre l a abs or ci ón de par tí cul as subatómicas por los núcleos, así como otr os muchos acontecimientos s ubatómi cos , con mucha más racionabi lidad de l o que hubi er a s i do pos i bl e s i n el pr i nci pi o de i ncer ti dumbr e. El principio de i ncer ti dumbr e s i gni fi ca que el Universo es más complejo de l o que se s uponí a, pero no i r racional.

EL NÚCLEO EN LA GUERRA Entr e el empleo a gr an escal a de l os combustibles fósiles en l a actual i dad, y el empleo a gr an escal a de l a ener gí a s ol ar en el futuro, se encuentr a ot r a fuente de ener gí a, di s poni bl e en gr andes cantidades, que hi z o s u apar i ci ón más bien de for ma i nes per ada, hace menos de medi o s i gl o, y que ti ene l a potenci al i dad de l l enar el hueco entr e l as dos formas de ener gí a. Se tr ata de l a ener gí a nucl ear , l a ener gí a al ber gada en l os di mi nutos núcleos atómicos. La ener gí a nucl ear es a veces llamada ener gí a atómi ca, per o s e tr ata de un nombr e mal aplicado. Estrictamente habl ando, la ener gí a atómi ca es la ener gí a que conti enen l as reacciones químicas, como al quemar carbón y petróleo, porque i mpl i can l a conducta del átomo como un todo. La ener gí a l i ber ada por los cambios en el núcleo es de una cl as e por completo di fer ente y de una magni tud muchí s i mo mayor . El descubrimiento de l a fi s i ón Apenas descubierto el neutrón por Chadwick en 1932, los físicos comprendieron que ahí se l es ofrecía una mar avi l l os a cl ave par a des entr añar el núcleo atómi co. Puesto que el neutrón no tení a car ga el éctr i ca, podría penet r ar fáci lmente en el núcleo car gado. Los físicos empezaron i nmedi atamente a bombar dear diversos núcleos con neutr ones par a obs er var las posibles reacci ones nucleares resultantes; entre l os más apasionados i nves ti gador es de es a nueva her r ami enta fi gur ó el italiano Enr i co Fer mi .

Fer mi y sus colaboradores descubrieron que s e obtení a mej or es resultados cuando s e fr enaba a l os neutrones haciéndoles pasar primero por agua o par afi na. Proyectando pr otones contra el agua o l a par afi na, los neutrones moder an su mar cha tal como l o har í a una bol a de bi llar al recibir los golpes de otr as . Cuando un neutr ón se t r as l ada a l a vel oci dad « ter mal » (velocidad nor mal en el movimiento de l os átomos), tiene mayor es probabil idades de s er absorbido por el núcleo, porque per manece más tiempo en l a veci ndad de és t e. Hay otra for ma de enfocar l o s i se cons i der a que l a l ongi tud de onda as oci ada al neutrón es mayor, porque l a l ongi tud de onda es inversamente pr opor ci onal al momento de l a par tí cul a. Cuando el neutrón r educe l a mar cha, su l ongi tud de onda aumenta. Para empl ear una metáfor a, el neutrón s e hace más per ezos o y adquiere más volumen. Por consiguiente, golpea el núcleo con mayor faci l idad, tal como una bol a de bol er a ti ene más probabi lidades de hacer un der r i bo total que una pel ota de gol f. Es a pr obabi lidad as i gnabl e a ci er tas especies de núcl eos para l a captur a de un neutr ón s e denomi na s u « s ecci ón tr ansver sal » . Este tér mi no defi ne metafór i camente el núcleo cual un bl anco de tamaño concr eto. Es más fácil lanzar una pel ota de béi s bol contra la par ed de una gr anj a que hacer puntería en una tabl a de 30 cm a l a mi s ma di s tanci a. Las secci ones transversales del núcleo baj o el bombardeo de neutr ones se cal cul an en mi l mi llonésimas partes de mi l l ón de un centí metr o cuadr ado (10~24 de cm 2 ). En 1942 l os físicos americanos M. G. Hol loway y C. P. Baker l lamaron bam a es a uni dad. Cuando el núcleo abs or be un neutr ón, su númer o atómi co per manece i nvar i abl e (por que l a car ga del núcleo s i gue s i endo l a mi s ma) , pero s u númer o más i co as ci endo una uni dad. El hidrógeno 1 se hace hi dr ógeno 2, el oxígeno 17 se hace ox í geno 18, y as í sucesivamente. La ener gí a que r eci be el núcleo del neutrón cuando és te penetr a en s u masa, puede « ex ci tar » al núcleo, es decir, acrecentar su conteni do de ener gí a. Entonces se emi te es a ener gí a adi ci onal en for ma de r ayos gamma. El nuevo núcl eo es a menudo i nes tabl e. Por ejemplo, cuando el aluminio 27 capta un neutr ón y se hace al umi ni o 28, uno de l os neutrones en el nuevo núcí eo pas a a s er r ápi damente un pr otón (emi ti endo un el ectr ón). Este aumento en l a car ga pos i ti va del núcl eo ocas i ona una tr ans for maci ón: el aluminio ( númer o atómi co 13) se hace s i l i ci o (númer o atómi co 14). Como el bombardeo de neutr ones parecía un excel ente r ecur s o par a t r ans for mar un el emento en el siguiente de l a es cal a, Fermi decidió bombar dear el uranio par a ver si podí a cr ear un el emento ar ti fi ci al : el número 93. Analizando l os productos tras el bombar deo del uranio, él y sus colaboradores encontraron i ndi ci os de nuevas

s us tanci as radiactivas . Creyeron tener ya el elemento 93, y lo l lamaron « ur ani o X» . Per o, ¿cómo i denti fi car positivamente el nuevo el emento? ¿Cuál es deberían ser sus pr opi edades químicas? Pues bien — s e pens ó— , el elemento 93 debería es tar bajo el renio en l a tabl a per i ódi ca y, por tanto, sería s i mi lar químicamente al renio. (En r eal idad, y aunque nadi e l o compr endi er a por aquellas fechas, el elemento 93 pertenecía a una nueva y rara s er i e, l o cual significaba que s e as emej ar í a al uranio, no al reino [ véas e capí tul o 6] ; así, pues , se par ti ó con el pie i z qui er do en l a bús queda de s u i denti fi caci ón.) Si fuera como el renio, tal vez se pudi er a i denti fi car la í nfi ma canti dad cr eada de « el emento 93» mezcl ando l os productos del bombardeo de neutr ones con r eni o y separando des pués el reni o medi ante pr ocedi mi entos químicos. El renio actuar í a como un « vehí cul o» , tr ans por tando cons i go el « elemento 93» químicamente s i mi lar. Si el renio demos tr ar a pos eer radiactividad, el lo tr ai ci onar í a l a pr es enci a del elemento 93. El físico al emán Otto Hahn y la ci entí fi ca aus tr í aca Li s e Mei tner , trabajando j untos en Ber l ín, siguieron esa l í nea de ex per i mentaci ón. El elemento 93 no s e mos tr ó con el r eni o. Entonces Hahn y Meitner se pr eguntar on si el bombardeo de neut r ones no habr í a tr ans for mado el uranio en otr os elementos cercanos a él en l a tabl a per i ódi ca, y s e pr opus i er on aver i guar l o. Por aquellas fechas — 1938— Al emani a ocupó Aus tr i a, y Fr ául ei n Mei tner , que como s úbdi ta aus tr í aca s e habí a s enti do s egur a has ta entonces a pes ar de s er judía, se vi o obl igada a hui r de l a Al emani a hi tl er i ana y buscar refugio en Es tocol mo. Hahn pr osi gui ó s u tr abaj o con el físico al emán Fr i tz Strassman. Var i os meses después, Hahn y Stras sman des cubr i er on que el bario adqui r í a ci er ta r adi acti vi dad cuando s e l e agr egaba el uranio bombar deado. Ambos supusieron que es a r adi acti vi dad deber í a per t enecer al radio, el elemento s i tuado i nmedi atamente debaj o del bario en l a tabl a per i ódi ca. La concl us i ón fue que el bombardeo del uranio con neutr ones cambiaba una par te de aquel en r adi o. Per o es te r adi o r es ul tó s er una mater i a muy peculiar. Pese a s us ímprobos esfuerzos, Hahn no pudo s epar ar l o del bario. Mientras tanto, en Fr anci a, I rene Jol iot- Cur i e y su col abor ador P. Savitch empr endi er on una tar ea s i mi l ar y fracasaron i gual mente. Entonces Meitner, la r efugi ada en Escandi navi a, abordó audaz mente el enigma y di vul gó una conj etur a que Hahn habí a ex pr es ado en sus círculos íntimos aunque s in atr ever s e a dar l e publ i ci dad. En una car ta abi er t a publ i cada por la r evi s ta br i táni ca

Natur e en ener o de 1939, la doctor a mani fes t ó que s i no s e podí a s epar ar el bario del r adi o er a por que al lí no habí a ni ngún r adi o. El presunto r adi o s ól o tení a un nombr e: bar i o r adi acti vo. Fue bar i o l o que s e habí a for mado medi ante el bombardeo del uranio con neutr ones. Ese bar i o r adi acti vo decaí a emi ti endo una par tí cul a beta y formando l antano. (Hahn y Stras sman habí an aver i guado que s i se agr egaba a l os resultados el l antano or di nar i o, éste mos tr aba ci er ta r adi acti vi dad que el l os asignaban al actinio; r eal mente s e tr ataba de l antano r adi acti vo. ) Per o, ¿cómo s e podí a for mar el bario del uranio? El bario er a s ol amente un átomo de pes o medi o. Ningún pr oces o conoci do de decadenci a r adi acti va podí a tr ans for mar un el emento pes ado en otr o cuyo pes o fuer a s ól o l a mi tad. Meitner tuvo l a audaci a de afi r mar que el núcleo de ur ani o s e habí a di vi di do en dos . La abs or ci ón de un neutr ón habí a ocas i onado l o que el la denomi naba « fi s i ón» . Según el la, los dos elementos r es ul tantes de es a di vi s i ón er a el bario y el elemento 43 situado a conti nuaci ón del r ei no en l a tabl a per i ódi ca. Un núcl eo del bario y otro del elemento 43 (llamado más tar de t ecneci o) deberían for mar juntos un núcleo de ur ani o. Esta s uger enci a r evi s ti ó s i ngul ar audacia por la s i gui ente r az ón: se di j o que el bombardeo con neutr ones cons umi r í a s ol amente s ei s mi llones de el ectr onvol ti os cuando l a gr an idea gener al izada por aquellas fechas respecto a l a ener gí a nucl ear hacía s uponer que el lo r equer í a centenar es de mi l l ones . El sobrino de Mei tner , Otto Rober t Frisch, partió pr es ur os amente haci a Di namar ca par a exponer la nueva teor í a a Bohr antes de s u publi caci ón. Bohr hubo de r econocer que por ese medi o r es ul tar í a s or pr endent emente fáci l dividir el núcleo, pero, por fortuna, él es taba el abor ando entonces el modelo de gota l í qui da s obr e l a es t r uctur a nucl ear , y le par eci ó que aquel lo s er vi r í a par a el uci dar l o. (Pocos años después, la teor í a de l a gota l í qui da — en l a que s e tení a pr es ente el tema de l as envolturas nucleares— expl icaría l a fi s i ón nucl ear hasta s us más recónditos detal les as í como l a caus a de que el núcleo s e di vi di er a en dos mitades desiguales.) S ea como fuer e, con teor í a o s i n ell a, Bohr captó i ns tantáneamente el posible cor ol ar i o. Cuando l e di er on aquell a noti ci a es taba pr epar ando l as maletas para as i s ti r a una confer enci a de fí s i ca teór i ca en Washi ngton. Al lí hizo s aber a l os físicos lo que s e l e

habí a s uger i do en Di namar ca s obr e l a fi s i ón nucl ear . Aquel lo caus ó una gr an conmoci ón. Los congresistas regresaron i nmediatamente a s us laboratorios para compr obar la hi pótes i s y, al cabo de un mes , se anunci ar on medi a docena de confi r maci ones experimentales. Como r es ul tado de aquel l o s e otor gó a Hahn el premio Nobel de Quí mi ca en 1944. La r eacci ón en cadena La r eacci ón por fisión l iberó canti dades desusadas de ener gí a, superando l ar gamente a l a r adi acti vi dad or di nar i a. Pero no fue s ól o es a ener gí a adi ci onal lo que hi z o de l a fi s i ón un fenómeno tan por tentoso. Aún r evi sti ó más importancia el hecho de que l i ber ar a dos o tr es neutrones. Dos meses después de l a car ta abi er ta publ i cada por Meitner, numer os os físicos pensaron en l a es t r emecedor a pos i bi lidad de una « r eacci ón nucl ear en cadena» . La ex pr es i ón « r eacci ón en cadena» ha adqui r i do un si gni fi cado ex óti co aun cuando, r eal mente, es un fenómeno muy común. El quemar un si mpl e tr oz o de papel es una r eacci ón en cadena. Una cer i l l a pr opor ci ona el calor requerido par a des encadenar la acci ón; una vez iniciada l a combus ti ón, ésta pr opor ci ona el verdadero agente — cal or — i mpr es ci ndi bl e par a mantener y extender la l l ama. La combus ti ón susci ta más combus ti ón en pr opor ci ones siempre cr eci entes (fig. 10.3). Es o es exactamente l o que s ucede con l a r eacci ón nucl ear en cadena. Un neutr ón des i ntegr a un átomo de ur ani o; éste l ibera dos neutrones que pueden ocasi onar dos nuevas fisiones de l as cuales s e des pr ender án cuatr o neutr ones que ocas i onar án asu vez cuatro fi s i ones , y así sucesivamente. El primer átomo des i ntegr ado s umi ni s tr a una ener gí a de 200 MeV, el siguiente 400 MeV, el otro 800 MeV, el siguiente 1. 600 MeV, etc. Puesto que l os intervalos entr e l as fases consecutivas equivalen apr oxi madamente a una mi l bi llonésima de s egundo s e des pr enden cantidades ater radoras de ener gí a. La fi s i ón de una onz a de ur ani o pr oduce tanta ener gí a como l a combus ti ón de 90 t de car bón o 7. 500 1 de pet r ól eo. Si se empl ear a con fi nes pacíficos, la fi s i ón del uranio podr í a s ol ventar todas nuestras preocupaciones inmediatas sobre es os combustibles fós i les evanescentes y ese cr eci ente cons umo de ener gí a. Per o, infortunadamente, el descubrimiento de l a fi s i ón hi zo s u apar i ci ón poco antes de que el mundo s e s umi er a en una guer ra uni ver s al . Según cal cul ar on l os físicos, la des i ntegr aci ón de una onz a de ur ani o r endi r í an tanta potenci a ex pl os i va como 600 t de T NT . Fue r eal mente hor r i bl e i magi nar las consecuencias de una guer r a l i br ada con

tal es armas, pero aún fue más horripilante concebi r un mundo donde l a Al emani a naz i monopol izara es os explosivos antes que l os al iados. El físico es tadouni dens e de or i gen húngar o Leo S z i l ar d, que habí a es tado cavi l ando dur ante l ar gos años sobre l as reacci ones nucleares en cadena, vislumbró cl ar amente el i nmedi ato futur o. Él y otros dos físicos húngaro- amer i canos , Eugene Wi gner y Edward T el ler, se entr evi s tar on con el afable y pacífico Ei ns tei n en el verano de 1939 y le hi ci er on escr i bi r una car ta al presidente Fr ankl i n Del ano Roos evel t en l a que s e r evel aba l a potenci al idad de l a fi s i ón del uranio y se r ecomendaba el desarrol lo de tal ar ma con todos los medios posibles para adel antar s e a l os nazis. S e r edactó es a mi s i va el 2 de agos t o de 1939, y s u entr ega al presidente s e efectuó el 11 de octubr e de 1939. Entre ambas fechas estalló l a S egunda Guer ra Mundi al en Eur opa. Los físicos de l a Uni ver s i dad de Col umbi a, bajo l a s uper vi s i ón de Fer mi , quien habí a par ti do de I tal ia haci a Amér i ca el año anter i or , trabajaron afanos amente par a pr oduci r la fi s i ón constante del uranio en gr andes cantidades. I nduci do por la car ta de Ei ns tei n, el Gobierno es tadouni dens e i nter vi no a s u debi do ti empo. El 6 de di ci embr e de 1941, el presidente Roos evel t autorizó (ar r i es gándos e a un inmenso fr acas o pol í ti co en caso de mal ogr o) la or gani z aci ón de un gi gantesco pr oyecto, titulado con deli ber ada ci r cuns pecci ón « Manhattan Engi neer District», para cons tr ui r una bomba at ómi ca. Al día s i gui ente, los japoneses atacaron Pear l Harbor y Es tados Unidos entraron en l a guer ra. La pr i mer a pi la atómi ca Como er a de es per ar , la pr ácti ca no r es pondi ó fi el ni fácilmente a l a teor í a. Se r equi r i er on no pocos experimentos para pr ovocar la r eacci ón en cadena del uranio. Pr i mer amente fue pr eci s o pos eer una canti dad s us tanci al de ur ani o r efi nado has ta un gr ado de ex t r ema pur ez a par a no des per di ci ar neutrones con la abs or ci ón ej er ci da por l as impurezas. El uranio es un el emento bas tante común s obr e l a cor tez a ter restre; se l e encuentr a en l a pr opor ci ón de 2 g por cada tonel ada de r oca; así, pues, es cuatr oci entas veces más común que el oro. Pero s u di sper si ón es también cons i der abl e, y hay muy pocos lugares del mundo donde apar ez ca for mando r i casvenas o s i qui er a una concentr aci ón aceptabl e. Por añadidura, el uranio er a una mater i a cas i inservible antes de 1939 y, por tanto, no s e habí a i deado ni ngún método par a pur i fi car l o. En Estados Unidos se habí a pr oduci do has ta entonces una onz a de ur ani o a l o s umo. Los laboratorios del « lowa S tate Col lege» , bajo l a di r ecci ón de S peddi ng, abordaron el

pr obl ema de l a pur i fi caci ón medi ante el intercambio de i ones resinosos (véase capí tul o 6), y en 1942 comenzó l a pr oducci ón de ur ani o r az onabl emente pur o. Ahor a bi en, eso fue tan sól o un pr i mer paso. Llegados a es e punto fue pr eci s o des menuzar el uranio par a s epar ar sus fracci ones más fisionables. El isótopo ur ani o 238 (U- 238) tenía un númer o par de pr otones (92) y un númer o par de neutr ones (146). Los núcleos con númer os pares de nucl eones son más estables que l os de númer os impares. El otro i s ótopo en el uranio natur al — ur ani o 235— tení a un númer o i mpar de neutr ones (143), y por consiguiente, según habí a pr edi cho Bohr , sería más fi s i onabl e que el uranio 238. En 1940, un equi po i nves ti gador bajo l a s uper vi s i ón del fí s i co nor teamer i cano John Ray Dunning, consiguió ai s l ar una pequeña canti dad de ur ani o 235 y demostró que l a conj etur a de Bohr era ci er ta. El U- 238 se des i ntegr a s ol amente cuando l o gol pean neutr ones rápidos de una ener gí a deter mi nada, pero el U- 235 se s omet e a l a fi s i ón cuando abs or be neutr ones de cual qui er energía, hasta l os s i mpl es neutrones termales. El problema fue que en el uranio natur al purificado s ól o un átomo de cada 140 era U235; los restantes pertenecían al U- 238. Ello s i gni fi caba que cas i todos los neutrones l i ber ados tras la fi s i ón del U- 235 serían captados por los átomos U- 328 sin pr oduci r fi s i ón al guna. Aun cuando s e bombar deas e el uranio con neutr ones suficientemente r ápi dos para des i ntegr ar el U- 238, los neutrones liberados por este U- 238 no tendr í an bas tante ener gí a par a des atar una r eacci ón en cadena entr e l os átomos remanentes de es te i s ótopo más común. En otr as palabras, la pr es enci a del U- 238 atenuaría y neutr al i zar í a l a r eacci ón en cadena. Sería al go as í como i ntentar quemar hojas húmedas . Por entonces no hubo s ol uci ón, salvo l a de pr obar una di s oci aci ón a gr an es cal a entr e el U- 235 y el U- 238, o al menos eliminar suficiente canti dad de U- 238 para enr i quecer s us tanci al mente el contenido de U- 235 en l a mez cl a. Los físicos abordaron el problema con di ver sos procedimientos pero todos el los ofrecieron escasas perspectivas de éx i to. El único que par eci ó al go pr ometedor fue l a « di fus i ón gaseosa» . Éste fue el método pr efer i do, aunque enor mement e cos t os o, hasta 1960. Entonces un ci entí fi co al emán occi dent al ideó una técni ca mucho más económica: si se ai s l ar a el U- 235 mediante centr i fugaci ón, las moléculas más pesadas saldrían pr oyectadas hacia el exterior, y las más ligeras, conteniendo U- 235, se r ez agar í an. Sin embar go, tal proceso abar atar í ala

fabr i caci ón de bombas nucleares hasta un punto en que l as potencias menores podrían empr ender l a, lo cual no er a des eabl e. El átomo del uranio 235 es un 1,3 % menos masivo que el del uranio 238. Cons ecuentemente, si los átomos adquiriesen l a for ma gas eos a, los del U- 235 se mover í an con más rapidez que l os del U- 238. Por tanto, y en vi r tud de s u mayor di fus i ón, se l os podría s epar ar mediante una s er i e de bar r er as filtradoras. Pero pr i mer o s er í a pr eci s o conver ti r el uranio en gas. El único medi o de dar l e es a for ma er a combi nar l o con fl úor para hacer hexafluoruro de ur ani o, l íquido vol áti l compuesto por un átomo de ur ani o y seis átomos de fl úor . En esta combi naci ón, la mol écul a conteni endo U- 235 sería un 1 % escaso más ligera que l a del U- 238; pero es ta di fer enci a par ecí a s er suficiente par a demos tr ar la efi caci a del método. S e hi z o pas ar bajo pr es i ón por barreras de pr ot ones al hexafluoruro de ur ani o. En cada bar r er a, las moléculas conteniendo U- 235 pasaron al go más aprisa por término medi o, y esa ventaj a a favor del U- 235 se acr ecent ó con l os pasos consecutivos. Se r equi r i er on mi les de bar r er as para obtener cantidades apreciables de hex afl uor ur o cas i pur o de ur ani o 235; ahora bi en, las concentraciones enriquecidas con U- 235 exigieron muchas menos barreras . En 1942 hubo r az ones suficientemente fundadas para s uponer que el método de l a di fus i ón gaseosa ( y uno o dos más) podría pr oduci r bastante canti dad de « ur ani o enr i queci do» . Entonces se cons tr uyer on pl antas de s epar aci ón (cada una cos tó mi l mi llones de dól ar es y consumió tanta el ectr i ci dad como l a ci udad de Nueva Yor k) en l a ci udad s ecr eta de Oak Ridge, Tenness ee, lugar denominado i ni ci al mente « Dogpatch» por los ir reverentes científicos, recordando l a ci udad mí ti ca de Al Capp, Li 'l Abner. Entr etanto l os fí s i cos calcularon el « tamaño cr í ti co» requerido par a mantener la r eacci ón en cadena con un tr ozo de ur ani o enr i queci do. Si el trozo er a pequeño, es capar í an demasi ados neutrones de s u super fi ci e s i n dar tiempo a que l os absorbieran l os átomos U- 235. Si se quer í a r educi r esas fugas, el volumen del trozo deber í a s er cons i der abl e en pr opor ci ón con su super fi ci e. Una vez alcanzado el « tamaño cr í ti co» , l os neutrones interceptarían sufi ci entes átomos U- 235 para dar continuidad a l a r eacci ón en cadena. Los físicos encontr ar on tambi én el medio de empl ear eficazmente l os neutrones di s poni bl es . Como ya he menci onado, los neutrones «termales» (es decir, lentos) se s ometan con más presteza a l a abs or ci ón por el uranio 235 que l os rápidos. Así, pues, l os experimentadores uti l izaron un « moder ador » para fr enar a l os neutrones, cuyas vel oci dades eran r el ati vamente el evadas cuando emer gí an de l a r eacci ón por fisión. El agua or di nar i a hubi er a s i do un excel ente agente r etar dati vo, pero des gr aci adamente l os núcleos de hi dr ógeno or di nar i o apr es aban con gr an vor aci dad l os neutrones. El

deuter i o ( hi dr ógeno 2) cumplía mucho mej or esa mi s i ón; prácticamente no mos tr aba ni nguna tendenci a a abs or ber neutrones. Por consiguiente, los experimentadores de la fi s i ón pr ocur ar on cr ear suficientes reservas del agua pes ada. Has ta 1943, recur rieron casi siempre a l a el ectr ól i s i s : el agua or di nar i a s e di vi dí a en oxí geno e hi dr ógeno mucho más fácilmente que el agua pes ada y, por tanto, si se el ectr ol i zaban gr andes cantidades de agua el residuo fi nal er a r i co en agua pes ada y, además , se cons er vaba bi en. Sin embar go, desde 1945 se pr efi r i ó el método de l a des ti lación fr acci onada. El agua or di nar i a al canz aba el punto í nfi mo de ebul lición, y entonces el residuo de agua no her vi da er a r i co en agua pes ada. S i n duda, el agua pes ada fue muy val iosa a pr i nci pi os de l a década de 1940. Hay una hi s tor i a emoci onante s obr e l as andanzas de Jol i ot- Cur i e par a l levarse cons i go l as r es er vas de es e l í qui do en Fr anci a anti ci pándos e a l a i nvas i ón nazi el año 1940. Los al emanes nazis apresaron s ol amente un mi llar de l i tr os que habí an si do pr epar ados en Nor uega. Pero un comando br i táni co de as al to l os destruyó el año 1942. No obs tante, el agua pes ada tuvo s us altibajos; sol ía her vi r cuando l a r eacci ón en cadena pr oducí a demas i ado cal or , y entonces corroía el uranio. Los científicos, cuya mi s i ón er a cr ear un si stema de r eacci ón en cadena par a el proyecto Manhattan, deci di er on empl ear carbono en l a for ma más pura del grafito como moder ador . Otr o moder ador posible fue el berilio, aunque s u toxi ci dad r epr es entaba una gr an des ventaj a. Por cierto, se des cubr i ó es a enfer medad, la ber i liosis, hacia pr i nci pi os de 1940 en uno de l os físicos que tr abaj aban con l a bomba at ómi ca. I magi nemos ahora una r eacci ón en cadena. Comenzamos por proyectar un chor r o de neutr ones contra el conjunto de moder ador y uranio enr i queci do. Cierto númer o de átomos de U- 235 sufre l a fi s i ón, l iberando neutr ones que gol pean a ot r os átomos de ur ani o 235. Éstos se des i ntegr an a s u vez y desprenden más neutrones. Algunos neutr ones serán abs or bi dos por átomos ajenos al uranio 235; otros escaparán s i mpl emente de l a pi l a atómi ca. Pero s i un neutr ón de cada fi s i ón — bas ta ex actamente con uno— cons i gue pr oduci r otra fi s i ón, entonces se mantendr á l a r eacci ón en cadena. S i el « factor multiplicador» es superior a 1, aunque s ól o s ea por una fr acci ón mí ni ma (ej empl o, 1,001), la r eacci ón en cadena pr ogr es ar á vel oz mente has ta pr ovocar la expl os i ón. Esto er a benefi ci os o par a fi nes bélicos, pero no par a fi nes experimentales. S e hi z o neces ar i o i dear algún di sposi ti vo que contr ol ar a el promedio de fi s i ones . El lo s er í a pos i bl e i ntr oduci endo bar r as de ci er tas sustancias como el cadmio, que ti ene una ampl i a s ecci ón tr ansver sal , para l a captur a de neutr ones . Ahora bi en, la r eacci ón en

cadena s e des ar r ol laba tan r ápi damente que no habr í a habi do ti empo par a i ntr oduci r l as bar ras moderadoras de cadmi o s i no hubi es e s i do por la afor tunada ci r cuns tanci a de que l os átomos del uranio 235 no emi tí an i nstantáneamente t odos sus neutrones al des i ntegr ar s e. Un neutr ón de cada ci ento ci ncuenta, más o menos , es un « neutr ón r ezagado» que s e emi te pocos minutos después de l a fi s i ón, pues este neutr ón no emer ge di r ectamente de l os átomos desintegrados sino de otr os más pequeños for mados con l a fi s i ón. Cuando el factor multiplicador sobrepasa l i ger amente l a uni dad, es te r etr as o es suficiente par a apl icar los controles. En 1941 se r eal i z ar on exper i mentos con mezcl as de ur ani o- gr afi to, y la i nfor maci ón acumul ada bas tó par a or i entar a l os físicos, quienes acordaron que er a pos i bl e des atar una r eacci ón en cadena, incluso s i n ur ani o enr i queci do, si se empl eaba un tr ozo de ur ani o s ufi ci entemente vol umi nos o. Los físicos empezaron a cons t r ui r en l a Uni ver s i dad de Chi cago un r eactor de tamaño cr í ti co par a tr atar el uranio. Por aquel las fechas tenían ya a s u di sposi ción 6 t de ur ani o pur o; y se l es había añadi do como compl emento óx i do de ur ani o. Entonces se col ocar on capas alternas de ur ani o y grafito, una s obr e otr a has ta un total de ci ncuenta y siete y con un or i fi ci o a tr avés de el las para i ns er tar las barras moder ador as de cadmi o. Se l l amó « pi l a» a es a es tr uctur a, designación anodi na y convenci onal que no tr ai ci onaba s u funci ón. (Durante l a Pr i mer a Guer r a Mundi al se denomi nó « tanques » a l os nuevos vehículos acorazados con el mismo pr opós i to de enmas car ami ento. La pal abr a « tanque» subsistió, pero, afortunadamente, la ex pr es i ón « pi la atómi ca» ha dado pas o a ot r a más descriptiva: «reactor nuclear».) La pi l a de Chi cago, construida baj o el estadio de r ugby, medía 9 m de l ongi tud y 6,5 m de al tur a. Pesaba 1. 400 t y contenía 52 t de ur ani o en for ma de metal y óxido. El 2 de di ci embr e de 1942 se ex tr aj er on l entamente l as barras moderadoras de cadmi o. A l as 3. 45 horas, el factor multiplicador alcanzó l a ci fr a uno: la r eacci ón por fi s i ón empezó a funci onar de maner a autónoma. Jus tamente cuando ocur ría es o, el género humano entr ó — s i n saber l o— en l a « Er a atómi ca» . El físico a car go de aquel l a oper aci ón fue Enr i co Fer mi . I nmedi atamente s e des pachó a Was hi ngton un tel egr ama anunci ando el éxito con es tas palabras: «El navegante i tal i ano ha penet r ado en el nuevo mundo. » La Office del S ci enti fi c Res ear ch and Devel opment telegrafió de vuel ta: «¿Cómo s e por tar on l os nati vos ?» Y l a r es pues ta l e l l egó en s egui da: «Se mos tr ar on muy amistosos.» Es curioso que el primer navegante i tal i ano des cubr i er a un mundo nuevo en 1492, y el

s egundo des cubr i er a otr o en 1942; aquel los que s e i nter es an por los trastrueques mí s ti cos de l os números, atribuyeron gr an i mpor tanci a a es a coi nci denci a. La er a nucl ear Mi entr as tanto habí a apar eci do otr o combus ti bl e fi s i onabl e. El uranio 238 forma, al abs or ber un neutr ón ter mal , el uranio 239, que s e des i ntegr a r ápi damente par a cons ti tui r el neptunio 239, el cual se des i ntegr a a s u vez con casi idéntica r api dez y for ma el pl utoni o 239. Ahor a bi en, el núcleo del plutonio 239 tiene un númer o i mpar de neutr ones (145) y es más complejo que el uranio 235; por tanto deber í a s er altamente i nes t abl e. Parecía r azonabl e s uponer que el plutonio, tal como el uranio 235, se s ometer í a a l a fi s i ón con neutr ones termales. En 1941 se confi r mó as í por vía ex per i mental . No s abi endo todaví a a ci enci a ci er ta s i la pr epar aci ón del uranio 235 sería pr ácti ca, los fí s i cos decidieron ar r i es gar s e a fabr i car plutonio en gr andes cantidades. S e cons tr uyer on r eactor es especiales en Oak Ridge y Hanford, Estado de Was hi ngton, el año 1943 con l a fi nal idad de pr oduci r plutonio. Aquel los reactores representaron un gr an avance compar ados con l a pr i mer a pi la de Chi cago. Por una par t e l os nuevos r eactor es estaban di señados de tal forma que s e podí a ex tr aer el uranio per i ódi camente de l a pi la, se s epar aba el plutonio del uranio medi ante pr ocedi mi entos quí mi cos y se podí an apr ovechar los productos de l a fi s i ón, entre l os cuales habían al gunos absorbentes muy poderosos de neutr ones . Por añadidura l os nuevos reactores tení an r efr i ger aci ón de agua par a evi tar el calentamiento ex ces i vo. (La pi l a de Chi cago s ól o podí a funci onar durante br eves períodos porque s e l a enfr i aba mer amente con ai r e. ) En 1945 se tuvo ya s ufi ci ente ur ani o 235 y plutonio 239 purificados para cons tr ui r bombas . Esta par t e del programa s e empr endi ó en una ter cer a ci udad s ecr eta, Los Al amos , Nuevo Méx i co, bajo l a s uper vi s i ón del físico nor teamer i cano, J. Robert Oppenhei mer . Par a l os propósitos bél icos era conveni ente que l a r eacci ón nucl ear en cadena s e des ar r ol l ar a con la mayor rapidez posible. El lo r equer i r í a l a i nter venci ón de neutr ones r ápi dos que acor tas en l os intervalos entre fi s i ones . Así, pues, se omi ti ó el moderador. As i mi s mo s e encer r ó l a bomba en una envol tur a mas i va par a mant ener la i ntegr i dad del uranio el mayor tiempo pos i bl e, a fi n de que s e fi s i onar a una gr an pr opor ci ón. Pues to que una mas a cr í ti ca de mater i a fi s i onabl e ex pl otar í a es pontáneamente (s al pi cada por los neutrones erráti cos del aire), se di vi di ó el combustible de l a bomba

en dos o más secciones. El mecanismo detonador estuvo cons ti tui do por un expl osi vo (¿T NT ?) que agr upaba es as secci ones cuando debi er a ex pl otar la bomba. Un di s pos i ti vo l l amado « el hombre fl aco» consistí a en un tubo con dos porciones de ur ani o en sus dos extremos. Otro, el « hombre gor do» , fue una es fer a donde una gr anada compues ta de mater i a fi s i onabl e s e i ncr us taba por «implosión» en el núcleo centr al for mando una dens a mas a cr í ti ca que mantení a momentáneamente s u integridad gr aci as a l a fuer z a de l a i mpl os i ón y a una funda maci z a l l amada el « pisón» . El pisón s i r vi ó tambi én par a r efl ej ar los neutrones hacia l a mas a fi s i onabl e, y reducir, por tanto, el tamaño cr í ti co. Fue i mpos i bl e ens ayar tal artefacto a es cal a menor . Si la bomba no s obr epas aba el tamaño cr í ti co, todo s er í a i núti l . Consecuentemente, la pr i mer a pr ueba cons i s ti ó en hacer explotar una bomba de fi s i ón a gr an es cal a, denominada « bomba atómi ca» o « bomba A» . El 16 de j ul i o de 1945, a l as 5.30 hor as , estal ló una bomba en Al amogor do, Nuevo Méx i co, con efectos verdaderamente hor r i pi l antes ; tuvo l a fuer z a expl os i va de 20.000 t de T NT . Cuando s e i nter r ogó más tarde el físico I . I . Rabí, tes ti go vi s ual del ensayo, éste r es pondi ó con tono l úgubr e, según se ha di cho: «No puedo ex pl icárselo..., pero no es per e mor i r de caus as naturales.» (Es justo agr egar aquí que el caballero a qui en di o Rabí tal contestación, fal leció de muer te natur al al gunos años después.) S e pr epar ar on otr as dos bombas de fi s i ón. La pr i mer a, una bomba de ur ani o l l amada Li ttle Boy con 3 m de l ongi tud, 0,60 m de anchur a y un pes o de 4, 5 t, se dej ó caer s obr e Hi r os hi ma, el 6 de agos to de 1945; se l a hi z o detonar mediante el eco r adar . Pocos días después, la s egunda, una bomba de pl utoni o, 3, 3 m y 1,5 de l ongi tud y anchur a r es pecti vament e, peso de 5 t l lamada Fat Man s e dej ó caer sobre Nagas aki . Las dos bombas juntas tuvieron una fuer z a ex pl os i va de 35.000 t de T NT . Con el bombar deo de Hi r os hi ma, la Er a atómi ca, iniciada ya cas i tres años antes , ir rumpió en l a conci enci a del mundo. Cuatr o años después de aquel l o, los norteamericanos vivieron baj o l a i mpr es i ón engaños a de que ex i s tí a un secr eto denomi nado « bomba atómi ca» y que l o podr í an mantener oculto par a s i empr e a otr as naciones si se adoptaban r i gur os as medidas de s egur i dad. A deci r verdad, los hechos y las teorías de l a fi s i ón habí an sido temas del domi ni o públ i co des de 1939, y la Uni ón S ovi éti ca habí a empr endi do s er i amente l a i nves ti gaci ón del asunto en 1940; si la S egunda Guer ra Mundi al no hubi er a demandado s us modestos recursos en una medi da tan super i or a l a que demandar a l os inmensos

r ecur s os de unos Estados Unidos l ibres de toda i nvas i ón, la URS S podría haber tenido una bomba atómi ca en 1945, tal como Es tados Unidos. De cual qui er for ma, la Uni ón S ovi éti ca hi z o ex pl otar su pr i mer a bomba atómi ca el 22 de s eti embr e de 1949, ante el des al iento y la i ncompr ens i bl e es tupefacci ón de cas i todos los norteamericanos. Aquel ar tefacto s ex tupl i có el poder de l a bomba l anz ada s obr e Hi r os hi ma y tuvo un efecto expl os i vo equi val ente a 210.000 t de T NT . El 3 de octubr e de 1952, Gran Br etaña s e cons ti tuyó en ter cer a potenci a atómi ca, haci endo ex pl otar su pr opi a bomba de ens ayo; el 13 de febr er o de 1960, Francia s e uni ó al « club atómi co» como cuar to mi embr o de pl eno der echo, pues hizo es tal l ar una bomba de pl utoni o en el Sahara. Y el 16 de octubr e de 1964, la Repúbl ica Popul ar Chi na ( Chi na comuni s ta) anunció l a ex pl os i ón de una bomba atómi ca que l a convi r ti ó en qui nto mi embr o. Además la bomba adqui r i ó más di ver s i dad. En 1953, Estados Unidos dispararon por pr i mer a vez una bomba de fi s i ón con un cañón, en l ugar de l anz ar l a des de el aire. Así s e i ni ci ó el desar rollo de l a « ar ti llería atómi ca» (o « ar ma atómi ca tácti ca» ) . La r eacci ón ter monuclear Entr etanto, la bomba de fi s i ón quedó r educi da a una mer a bagatel a. El hombre habí a cons egui do des encadenar otra r eacci ón nucl ear energética que hací a pos i bl e l a s uper bomba. En l a fi s i ón del uranio s ól o s e tr ans for ma en ener gí a un 0,1 % de l a mas a del átomo de ur ani o. Per o cuando s e fus i onan l os átomos de hi dr ógeno par a for mar helio, un 0,5 % compl eto de s u masa s e convi er te en ener gí a, como l o i ndi car a por primera vez el quí mi co es tadouni dens e Wi l liam Draper Harkins el año 1915. Bajo temper atur as de mi llones de gr ados , la ener gí a de l os protones es suficientemente al ta par a per mi ti r l es l a fus i ón. Así se pueden unir dos protones y, después de emi ti r un posi tr ón y un neutr i no ( pr oces o que tr ans for ma uno de l os protones en neutr ón), formar un núcl eo de deut er i o. Entonces el núcl eo de deuter i o s e funde con un pr otón par a cons ti tui r un núcl eo de t r i ti o que s e puede fundi r todavía con otr o pr otón par a for mar helio 4. O bi en l os núcleos de deuter i o y tritio s e combi nan de di ver s as formas para for mar hel io 4. Como tal es reacci ones nucl ear es tienen l ugar solamente baj o el estímulo de muy el evadas temperaturas, se l as conoce por el nombre de « r eacci ones termonucleares». Dur ante l a década del los 30 se cr eí a que el único l ugar donde ex i s tí an las temper atur as requeridas era el centro de l as estrel las. En 1938, el físico de or i gen

al emán Hans Albrecht Bethe ( qui en habí a abandonado l a Al emani a hi tl er i ana par a es tabl ecer s e en Estados Unidos el año 1935) manifestó que l as reacci ones de fus i ón or i gi naban l a ener gí a i r r adi ada por las estrel las . Aquélla fue l a pr i mer a ex pl icación total mente s ati s factor i a de l a ener gí a es tel ar desde que Hel mhol tz planteara l a cues ti ón casi un si gl o antes . Per o entonces la fi s i ón del uranio pr opor ci onó l as temperaturas necesarias en l a T i er ra. S u bomba podr í a s er vi r como una cer i l l a s ufi ci entemente cal iente par a des atar una r eacci ón en cadena y provocar la fus i ón del hidrógeno. Durante al gún tiempo s e dudó mucho s obr e l a pos i bi lidad de hacer trabajar esa r eacci ón en for ma de bomba. Por lo pr onto i ba a s er preciso condens ar el combustible hi dr ógeno has ta cons t i tui r una dens a mas a baj o l a for ma de mez cl a entr e deut er i o y tritio, lo cual significaba que s e l e deber í a l i cuar y mantenerlo a t emper atur as que s obr epas ar an en muy pocos grados el cer o abs ol uto. Dicho de otr a for ma, lo que s e har í a ex pl otar sería un fr i gor í fi co mas i vo. Y s uponi endo, por añadidura, que s e pudi er a cons tr ui r una bomba de hi dr ógeno, ¿cuál s er í a r eal mente s u fi nalidad? La bomba de fi s i ón er a ya bas tante des t r uctor a par a hacer desaparecer las ciudades ; una bomba de hi dr ógeno s ól o acr ecentar í a i nconmens ur abl emente l a des tr ucci ón y barrería naci ones enteras con todos sus habi tantes . No " obs tante, y'pese a l as desconsoladoras perspectivas, Estados Unidos y la Uni ón S ovi éti ca s e cr eyer on obli gados a l l evar adelante el proyecto. La Comi s i ón de Ener gí a Atómi ca es tadouni dens e i ni ci ó l os preparativos: produjo combus ti bl e de tr i ti o, colocó un ar tefacto « fi s i ón- fus i ón» de 65 t en un atol ón cor alí fer o del Pacífico y, el 1 de novi embr e de 1952 provocó l a pr i mer a expl os i ón ter monucl ear (una « bomba de hi dr ógeno» o « bomba H» ) sobre nues tr o pl aneta. Se cumpl i er on todas las ominosas pr edi cci ones : la ex pl os i ón equi vali ó a 10 mi llones de t onel adas de T NT (10 « megatones » ), es decir, desarrol ló una ener gí a 500 veces mayor que l a modes ta bomba de Hi r os hi ma con sus 20 « ki lotones» . La ex pl os i ón destr uyó el atolón. Per o l os rusos no s e r ez agar on mucho; el 12 de agos to de 1953 produj eron con éxi to una ex pl os i ón nucl ear mediante un ar ti fi ci o s ufi ci entemente l igero par a s u tr anspor te en avi ón. Estados Unidos no fabr i có es e ar tefact o por táti l hasta pr i nci pi os de 1954. Entr etanto s e habí a concebi do un esquema mucho más simple par a gener ar una r eacci ón ter monucl ear en cadena dentr o de una bomba por táti l. La cl ave de es ta r eacci ón fue el elemento l i ti o. Cuando el isótopo de l i ti o 6 absorbe un neutr ón, se des i ntegr a en núcl eos de hel io y tritio, l iberando 4, 8 MeV de ener gí a en el proceso.

S upongamos , pues, que s e uti liza como combus ti bl e un compuesto de l itio e hi dr ógeno (baj o l a for ma de i s ót opo pes ado de deuter i o) . Este combus ti bl e es sólido, no s e r equi er e r efr i ger aci ón par a condens ar el combustible. Un detonador de fi s i ón pr oveer í a l os neutrones necesarios para des i ntegr ar el l itio. Y el calor por la ex pl os i ón ocasi onar í a l a fus i ón del deuterio ex i s tente en el compuesto y del tritio pr oduci do por la des i ntegr aci ón del litio. En otr as palabras, se pr oduci r í an var i as reacciones productoras de ener gí a: desintegración del litio, fusión del deuterio con deuter i o y fusión del deuter i o con tr i ti o. Ahor a bi en, además de l iberar una ener gí a for mi dabl e, esas reacci ones producirían tambi én un gr an númer o de neutr ones adicionales. Y entonces , los constructores de la bomba tuvi er on esta ocur r enci a: ¿Por qué no empl ear esos neutrones para fi s i onar una mas a de ur ani o? S e podr í a fi s i onar incluso el uranio or di nar i o 238 con neutr ones r ápi dos (aunque no fuer a tan expedi to como el U- 235). La vi ol enta ex pl os i ón de l os neutr ones rápidos provocada por las reacciones de fus i ón, podría fi s i onar un númer o muy cons i der abl e de át omos U- 238. Supongamos que s e cons t r uye una bomba con un núcl eo de U- 235 (el detonador) rodeado por una car ga ex pl os i va de l i ti o- deuter i o, y envol vi endo es e conj unto una capa de ur ani o 238 que s i r vi er a tambi én como expl os i vo. Así resultaría una bomba r eal mente poder os a. La capa de U- 238 podría s er cas i tan gr uesa como s e qui s i er a, pues el uranio 238 no ti ene ni ngún tamaño cr í ti co que pr ovoque l a r eacci ón espontánea en cadena. Se s uel e l lamar a es e r es ul tado « bomba- U» . Por fin se cons t r uyó es a bomba; y se l a hi z o es tal l ar en Bi kini , una i s l a del archipiélago Mar s hal l, el 1 de mar z o de 1954; su eco r etumbó por el mundo enter o. La ener gí a l i ber ada fue de 15 megatones aproximadamente. Aún fue más dramática l a l luvia de par tí cul as radiactivas que cayó s obr e vei nti tr és pescadores japoneses, tripulantes de un pesquer o l l amado El dragón afor tunado. S u r adi acti vi dad des tr uyó el cargamento de pes ca e hi z o enfer mar a aquel l os pescadores de l os cuales murió más tarde uno. En fi n, no puede deci r s e que contr i buyer a a mej or ar la s al ud del mundo. Des de 1954, las bombas de fi s i ón- fus i ón- fi s i ón vi enen si endo el ementos integrantes del armamento gener al en Estados Unidos, la Uni ón S ovi éti ca y Gran Br etaña. La Uni ón S ovi éti ca ha hecho ex pl otar bombas de hi dr ógeno cuya potenci a os ci la entr e l os 50 y

100 megatones, mientras Estados Unidos se mues tr an per fectamente capaces de cons tr ui r tales bombas, e i ncl us o otr as mayores, a cor to pl az o. En l a década de 1970 se des ar r ol l ar on una bombas termonucleares que mi ni mi z ar on el efecto de i mpacto y maximizaron l a r adi aci ón, particularmente de neut r ones . Por lo tanto, se caus ar í an menos daños a l a pr opi edad y más a l os seres humano. Tales bombas de neutr ones par ecen al go des eabl e a l a gente que s e pr eocupa por las pr opi edades y ve l a vi da como al go bar ato. Cuando s e empl ear on l as primeras bombas nucleares en l os últimos días de l a S egunda Guer ra Mundi al , fueron ar r oj adas desde un avi ón. Ahora es posible l anz ar l as por medio de mi s i l es balísticos intercontinentales (ICBMs), propulsados por cohetes y capaces de apuntar con gr an exacti tud des de cual qui er lugar de l a T i er ra a cual qui er otr o l ugar del mismo pl aneta. Tanto Es tados Unidos como l a Uni ón S ovi éti ca ti enen gr andes almacenes de s emej antes misiles, todos el los equipados con oj i vas nucleares. Por esta r az ón, una guer ra t er monucl ear total entre l as dos superpotencias, si se i ni ci a con i nsano encono por ambos lados, puede poner fin a l a ci vi l ización (y tal vez incluso a gr an par te del poder de l a T i er ra par a al ber gar la vi da) en menos de medi a hor a. Si en este mundo ha habi do al guna vez un pensami ento más sobrio, seguro que es éste. EL NÚCLEO EN LA PAZ El empleo dr amáti co de l a ener gí a nucl ear , representada por bombas increíblemente des tr ucti vas , ha hecho más que ni ngún otr o aconteci mi ento des de l os comienzos de l a Ci enci a par a pr es entar al científico en el papel del ogro. És a r epr es entaci ón gr áfi ca es justificable has ta ci er to punto, pues ningún ar gumento ni r aci oci ni o puede al ter ar el hecho de que fuer on r eal mente l os científicos qui enes cons tr uyer on l a bomba atómi ca conoci endo des de el primer instante s u enor me poder des tr ucti vo y su posi bl e apl i caci ón pr ácti ca. Es algo s i mpl emente j us to añadi r que l o hi ci er on baj o l a tens i ón de una gr an guer r a contr a unos enemigos implacables y con el ojo pues to en l a temi bl e pos i bi lidad de que un hombr e tan maní aco como Adol fo Hi tl er pudiera cons egui r él primero una de tal es bombas . También cabe añadi r que, en conj unto, los científicos que tr abaj ar on en l a bomba quedar on por completo per tur bados al respecto y que muchos se opus i er on a s u empl eo, mientras que otr os dejaron a conti nuaci ón el campo de l a fí s i ca nucl ear , al go que s ól o puede des cr i bi r s e como por remordimientos. En 1945, un gr upo de ci entí fi cos , baj o l a di r ecci ón del premio Nobel James Fr anck (en l a actual i dad ci udadano es tadouni dens e) , pidieron al secretario de l a Guer r a que no empl eas e l a bomba nucl ear contra l as ciudades japonesas y previeron, con gr an

exacti tud, el peligroso punto muer to nucl ear que s egui r í a a s u empl eo. Unos r emor di mi entos de conci enci a mucho menor es fueron s enti dos por los dirigentes pol í ti cos y militares, que tuvi er on que t omar en r ealidad l a deci s i ón del empleo de l as bombas y quienes, por alguna par ti cul ar razón, son teni dos por unos patriotas por muchas personas que cons i der an a l os científicos unos demonios. Además , no podemos ni debemos subordinar el hecho de que, al liberar la ener gí a del núcl eo atómi co, los científicos han puesto a nues tr a di s pos i ci ón un poder que cabe empl ear de un modo tanto cons tr ucti vo como des tr ucti vo. Resulta i mpor tante poner el énfas i s en esto en un mundo y en una época en que l a amenaz a de l a des tr ucci ón nucl ear ha s i tuado a l a ci enci a y a l os científicos vergonzosamente a l a defens i va, y en un paí s como Es tados Unidos, en el que ex i s te una más bien fuer te t r adi ci ón r usoni ana contr a l o que s e apr ende en l os libros, que s on cor ruptores de l a s enci l la i ntegr i dad de l os seres humanos en un estado de Natur al ez a. I ncl us o l a ex pl os i ón de una bomba atómi ca no neces i ta tampoco s er puramente des tr ucti va. Al igual que l as otras explosiones menores de car ácter químico, empleadas des de hace mucho ti empo en mi ner í a y en cons tr ucci ón de pr es as y carreteras, los expl os i vos nucleares podrían ser de vas ta ayuda en l os proyectos de cons tr ucci ón. Ya han si do avanz ados toda cl as e de s ueños de es te ti po: excavación de puer tos , dragado de canal es , ruptura de for maci ones rocosas subterráneas, preparación de depós i tos de cal or para cons egui r energía..., incluso par a l a pr opul s i ón a gr andes distancias de l os navi os espaciales. Sin embar go, en l a década de l os años 1960, el furor de tal es des medi das esperanzas se apagó. La per s pecti va de l os pel igros de l a contami naci ón r adi acti va o de gas t os imprevistos, o ambas cosas, sirvi er on como amor ti guador . No obs tante, la apl i caci ón constr ucti va del poder nuclear quedó s i mbol izada por una es peci e de r eacci ón en cadena que s e i ns tal ó baj o el estadio de r ugby en l a Uni ver s i dad de Chi cago. Un r eactor nuclear controlado puede gener ar inmens as canti dades de cal or que, desde l uego, se pr es tan al encauzamiento, mediante un « r efr i ger ante» tal como el agua o el metal fundido, para pr oduci r electricidad o cal dear un edi fi ci o Los pel igros de l a r adi aci ón En r eal idad, la vi da en la T i er ra s i empr e s e ha vi s to ex pues ta a l a r adi acti vi dad natur al y a l os rayos cósmicos. Sin embar go, la pr oducci ón de r ayos X en el laboratorio y la concentr aci ón de s us tanci as naturalmente r adi acti vas , tales como el radio, que ex i s te or di nar i amente en unas trazas en extr emo di l ui das en l a cor t ez a ter r es t r e, componen

en gr an par te es te pel igro. Las primeras personas que manej ar on l os rayos X y el radio r eci bi er on dosi s letales: tanto Mar i e Cur i e como s u hi j a I r ene Jol iot- Cur i e mur i er on de l eucemi a a caus a de s u exposi ci ón a es as sustancias, y existe el famoso cas o de l os pi ntor es de es fer as de r el oj de l os años 1920, que mur i er on como r es ul tado de apoyar s e en l os labios sus pinceles que tení an r adi o en l a punta. El hecho de que l a i nci denci a gener al de l a l eucemi a haya aumentado s us tanci al mente en épocas recientes puede deber s e, en par te, al uso cr eci ente de l os rayos X para numer os os propósitos. La i nci denci a de l a l eucemi a en l os médicos que es muy pr obabl e que s e vean expuestos, es el doble que el del público en gener al . En l os r adi ól ogos , que s on l os especialistas médicos en el empleo de l os rayos X, la i nci denci a es diez veces mayor. No es de ex tr añar que s e hayan efectuado i ntentos para s us ti tui r l os rayos X por otras técnicas, sobre todo con el uso de s oni dos ultrasónicos. La l l egada de l a fi s i ón añadi ó nueva fuer z a a es t e pel i gr o. Ya s ea en l as bombas o en l os r eactor es nucl ear es se l i ber a r adi acti vi dad a una es cal a que puede l ogr ar que t oda l a atmós fer a, los océanos y hasta l o que comemos , bebemos o r es pi r amos sea cada vez más pel igroso par a l a vi da humana. La fi s i ón ha i ntr oduci do una for ma de contami naci ón que puede poner a pr ueba l a i ngenui dad del hombre par a s u contr ol . Cuando el átomo de ur ani o o de pl utoni o s e des i ntegr a, sus pr oductos de fi s i ón toman var i as formas. Los fragmentos incluyen i sótopos de bar i o, o de tecneci o, o cual qui er númer o de otr as posibi l idades. En conj unto, se han i denti fi cado has ta 200 productos di fer entes de fi s i ón r adiacti va. Existen pr obl emas en l a tecnol ogí a nucl ear , puesto que al gunos absorben con fuer za neut r ones y hacen l as veces de amor ti guador para l a r eacci ón de fi s i ón. Por esta r az ón, el combus ti bl e en un r eactor debe s us ti tui r sey pur i fi car s e de vez en cuando. Además , estos fragmentos de fi s i ón son todos peligrosos para l a vi da en di ver s os gr ados , dependiendo de l a ener gí a y naturaleza de l a r adi aci ón. Las partículas alfa, por ej empl o, que entr an en el cuerpo s on más pel igrosas que l as partículas beta. El índice de des i ntegr aci ón también es importante: un nucl ei do que s e des i ntegr a r ápi damente bombar dear á al receptor con más radiación por segundo o por hora que uno que s e des i ntegr e con mayor lentitud. El índice de des i ntegr aci ón de un nucl ei do r adi acti vo es algo de l o que s ól o cabe habl ar cuando s e i mpl i can gr an númer o de nucl ei dos . Un núcl eo i ndi vi dual puede des i ntegr ar s e en un momento dado — al instante s i gui ente o dentr o de mi l mi llones de años , o en cual qui er tiempo i nter medi o— , y no hay manera de pr ever cuándo ocur rirá.

S i n embar go, cada es peci e r adi acti va, tiene un índi ce medi o de des i ntegr aci ón, y si se hal l an i mpli cados los números de át omos suficientes! es posible pr edeci r con gr an exacti tud qué pr opor ci ón de l os mismos se des compondr á en una uni dad de ti empo dada. Por ejemplo, permítasenos decir que es e ex per i mento mues tr a que, en una mues tr a dada de un átomo al que podemos l lamar X, los átomos se des i ntegr an en la pr opor ci ón de 1 o 2 por año. Al final de año, 500 de cada 1. 000 átomos X originales de l a mues tr a quedar án como átomos X; al cabo de dos años 250 y, tras tres años, 125. Y as í indefinidamente. El tiempo que tar dan l a mi tad de l os átomos originales en des i ntegr ar s e s e l lama vi da medi a de es e át omo en par ti cul ar (término i ntr oduci do por Ruther for d en 1904); por consiguiente, la vi da medi a del átomo X es de un año. Cada nucl ei do r adi acti vo ti ene s u pr opi a y característica vi da medi a, que no cambi a nunca en condi ci ones ordinari as . (La úni ca cl as e de i nfl uenci a ex ter i or que puede cambi ar las cos as es el bombardeo de l os núcleos con una par tí cul a o unas en extr emo el evadas temper atur as en el interior de una es tr el la; en otr as palabras, un suces o vi ol ento capaz de atacar per se l os núcleos...) La vi da medi a del uranio 238 es 4,5 mi les de mi llones de años . No nos sorprende, por tanto, que s ubs i s ta todaví a el uranio 238 en el Universo pes e a l a decadenci a de s us átomos . Un cál cul o muy simple nos demostrará que s e r equi er e un per í odo s ei s veces mayor que l a vi da medi a par a r educi r una canti dad deter mi nada de nucl ei dos r adi acti vos hasta el 1 % del total original. Cuando hayan tr anscur r i do 30 mil mi llones de años desde es tas fechas, quedará todaví a 1 kg de ur ani o por cada t onel ada exi s tente hoy día en l a cor tez a t er r es tr e. Aunque l os isótopos de un el emento s ean quí micamente i dénti cos , sus propiedades nucl ear es pueden di fer i r en gr an maner a. El uranio 235, por ejemplo, se des i ntegr a s ei s veces más aprisa que el uranio 238; su vi da medi a es sólo de 710 mi llones de años . Así, pues, cabe s uponer que en l os eones ya des apar eci dos , el uranio contení a mucho más uranio 235 que el de nues tr os días. Hace 6 mi llones de años , el uranio 235 r epr es entar í a el 70 % aproximadamente del uranio natur al . S i n embar go, el género humano no es tá cons umi endo l os residuos del uranio 235. Aunque s e hubi es e r etr as ado un mi ll ón de años el descubrimiento de l a fi s i ón, la T i er ra pos eer í a todaví a un 99,99 % del uranio 235 existente en l a actual i dad. Evi dentemente, cual qui er nucleido con una vi da medi a i nfer i or a l os cien mi llones de años habría decl i nado has ta des vanecer s e en l a di l atada vi da del Universo. Así se expl ica que hoy sólo encontr emos algunos vestigios de pl utoni o. El isótopo de pl utoni o

más longevo, el plutoni o 244, tiene una vi da medi a de 70 millones de años solamente. El uranio, el torio y otros elementos radiactivos de l ar ga vi da di s per s os entre r ocas y ti er ra, emiten pequeñas cantidades de r adi aci ón que es tán si empr e pr es entes en el ai r e ci r cundante de nues tr o medi o. El propio hombr e es l igeramente r adi acti vo, pues todos los tejidos orgánicos contienen tr azas de un i sótopo r el ati vamente r ar o e i nes tabl e del potasio ( potas i o 40) que ti ene una vi da medi a de 1. 300 mi llones de años . (Al desintegrarse, el potas i o 40 produce al gún ar gón 40 y, probablemente, eso acl ar a l a ci r cuns tanci a de que s ea el nucleido más común entr e l os gases inertes de l a T i er ra. Los promedios potasio- ar gón han s er vi do par a ver i fi car la edad de l os meteoritos.) T ambi én exi ste un i sótopo r adi acti vo del carbono, el carbono 14, que, de or di nar i o, no s e es per ar í a que es tuvi es e pr es ente en l a T i er ra, puesto que s u vi da medi a es de 5. 770 años. Sin embar go, el carbono 14 se for ma conti nuamente a caus a del impacto de l as partículas de r ayos cósmi cos sobre l os átomos de ni tr ógeno de nues tr a atmós fer a. El resultado es que ex i s ten si empr e pr es entes trazas de car bono 14, por lo que al gunos de el l os se i ncor por an constantemente al dióxido de car bono de l a atmós fer a. Y debido a que s e hal la pr es ente en el dióxido de car bono, se i ncor por aa l as plantas a tr avés de s us tejidos, desde donde s e ex ti ende a l a vi da ani mal , i ncl uyéndonos a nos otr os mismos. El carbono 14 está s i empr e pr es ente en el cuerpo humano en una concentr aci ón más pequeña que el potasio 40, pero el carbono 14, al tener con mucho una vi da medi a menor , se des i ntegr a con mayor frecuencia. El número de des i ntegr aci ones del car bono 14 puede l l egar a s er de una s ex ta par t e r es pecto del potasio 40. Sin embar go, cierto por centaj e del carbono 14 está conteni do en l os genes humanos. Y, cuando l os mismos se des i ntegr an, el resultado de el l o puede s er profundos cambios en l as células individuales, cambios que no ocur r en en el caso de l a des i ntegr aci ón del potas i o 40. Por esta r az ón, puede r az onar s e que el carbono 14 es un átomo más s i gni fi cati vamente r adi acti vo que s e encuent r a de una for ma natur al en el cuerpo humano. Esta pos i bi lidad ya fue s eñal ada por el bioquímico r us onor teamer i cano I s aac As i mov en 1955. Los diversos nucleidos radiactivos y las radi aci ones energéticas que s e pr oducen de una for ma natur al (tales como l os rayos cósmicos y los rayos gamma) constituyen una r adi aci ón de fondo. La ex pos i ci ón constante a l a r adi aci ón natur al , ha des empeñado pr obabl emente un papel en el pasado en l a evol uci ón, produciendo mutaci ones y tal

vez sea en par te r es pons abl e de l a pl aga del cáncer. Pero l os organismos vivientes lo han sopor tado dur ante mi llones de años . La r adi aci ón nucl ear se ha conver ti do en un gr ave az ar sólo en nues tr o ti empo, cuando empez amos a exper i mentar con el radio y l uego con el advenimiento de l a fi s i ón y de l os reactores nucleares. En l a época en que comenz ó el proyecto de ener gí a atómi ca, los físicos ya conocí an por penos a ex per i enci a l os peligros de l a r adi aci ón nucl ear . Los que tr abaj aban en el pr oyecto s e r odear on, por lo tanto, de unas elaboradas medidas de pr ecauci ón. Los pr oductos de fi s i ón « cal ientes» y otras materias radiactivas fueron si tuadas detrás de r eci os muros bl indados y sólo s e mi r aban a tr avés de t r ampi llas de cr i s tal . S e i dear on i ns tr umentos para manej ar los materiales por mando a di s tanci a. Se or denó que t odas l as personas l levasen r oll os de pel ícula fotogr áfi ca u otr os mecanismos de det ecci ón par a « vi gi l ar » su exposi ci ón acumul ada. También se r eal i z ar on muchos experimentos en ani mal es para es ti mar la expos i ci ón máxima per mi s i bl e. (Los mamíferos son más s ens i bl es a l a r adi aci ón que ot r as formas de vi da, pero ti enen tambi én una r es i s tenci a medi a más elevada.) A pes ar de todo, sucedieron acci dentes y unos cuantos físicos nucl ear es murieron de enfer medad r adi acti va tr as recibir dosis masivas. Si embargo, existen r i esgos en cual qui er ocupación, incluso en l a más segura; los trabajadores de l a ener gí a nucl ear es tán en r eal idad más protegidos que muchos otros, gracias al conoci mi ento cr eci ente de l os riesgos y de l as precauciones respecto de l a r adi acti vi dad. Per o un mundo l leno de r eactor es nucleares, esparciendo pr oductos de fi s i ón a tonel adas , y a mi l lares de tonel adas , sería al go muy diferente. ¿Cómo des embar az ar s e de todos es os mortíferos materiales? Una gr an par te de l a r adi acti vi dad de vi da cor t a s e di s i pa has ta l l egar a s er inofensiva en cosa de s emanas o de mes es ; puede al macenar s e dur ante es e ti empo y luego des hacer s e de él . Los más pel igrosos son l os nucleidos con vi das medias de uno a tr ei nta años . Tienen sufi ci ente vi da br eve como par a pr oduci r una i ntens a r adi aci ón, per o vi ven l o s ufi ci ente as i mi s mo par a s er pel igrosos durante gener aci ones . Un nucl ei do con una vi da medi a de tr ei nta años empleará dos siglos en per der el 99 % de s u acti vi dad.

FUS I ÓN NUCLEAR CONT ROLADA Dur ante más de tr ei nta años , los físicos nucleares han teni do en sus mentes la pos i bi l idad de un sueño más atractivo que conver ti r la fi s i ón en unos usos

cons tr ucti vos : el sueño de domes ti car la ener gí a de fus i ón. A fi n de cuentas , la fus i ón es el motor que l ogr a que nues t r o mundo s i ga funci onando: las reacciones de fus i ón en el Sol constituyen l a fuente defi ni ti va de todas nuestras formas de ener gí a y de l a mi s ma vi da. Si pudiésemos de al guna for ma r epr oduci r y controlar semejantes r eacci ones en l a T i er r a, todos nuestros problemas energéticos quedarían r esuel tos. Nues tr o s umi ni s tr o de combus ti bl e podr í a s er tan gr ande como el océano, puesto que el combustible s er í a el hidrógeno. Y, cosa r ar a, éste no cons ti tui r í a el primer empleo del hidrógeno como combus ti bl e. No mucho des pués de que s e des cubr i es e el hidrógeno y se es tudi as en sus propiedades, s e ganó un l ugar como combus ti bl e quí mi co. El científi co es tadouni dens e Rober t Haré cr eó un sopl ete ox i hi dr í lico en 1801, y la cál i da l l ama del hidrógeno ar di endo en oxí geno ha s er vi do a l a i ndus tr i a des de entonces . El hidrógeno l í qui do s e ha empl eado tambi én como un i nmensamente i mpor tante combus ti bl e en l os cohetes, v se ha s uger i do empl ear el hidrógeno como un combus ti bl e par ti cul ar mente l impio par a gener ar electricidad, y en l os automóvi les el éctr i cos y vehículos similares. (En estos últimos casos, el problema r adi ca en que aún s ubs i s te l a faci lidad de expl os i ón en el aire.) Sin embar go, a l o que s e l e ha atr i bui do una mayor importancia es al combustible de fus i ón nucl ear . La ener gí a de l a fus i ón es inmensamente más conveniente que l a de l a fi s i ón. Kilo por ki l o, un r eactor de fus i ón sumi ni str ar á di ez veces más energía que un r eactor de fi s i ón. Medi o ki logramo de hi dr ógeno, en fusi ón, producirá 35 mi llones de ki lovatios- hor a de ener gí a. Además, la fus i ón depender á de l os isótopos de hi dr ógeno que pueden cons egui r s e con faci li dad del océano en gr andes cantidades , mientras que l a fi s i ón r equi er e el laboreo del uranio y del torio, una t ar ea compar ati vamente mucho más di fí ci l . Asimismo, mientras la fus i ón pr oduce cos as tales como neutr ones e hi dr ógeno 3, que no s e es per a que s ean tan pel igrosos como l os productos de fi s i ón. Finalmente, y tal vez mucho más importante, un r eactor de fus i ón, en el caso de un eventual mal funci onami ento, se col aps ar í a y desaparecería, mientras que l a r eacci ón de fi s i ón puede es capar del control humano ( una excur s i ón nuclear ), pr oduce un der retimiento de s u ur ani o ( aunque es to no ha s ucedi do has ta ahor a) y expande pel igrosamente l a r adi acti vi dad. S i la fus i ón contr ol ada l lega a s er factible, en es e cas o, considerando l a di s poni bi lidad del combustible y la r i quez a de l a ener gí a que pr oduci r í a, proporcionaría un útil

s umi ni s tr o ener géti co que dur ar í a mi l es de mi l l ones de años , mientras existiere l a T i er ra. El único r es ul tado pel igroso s er í a entonces la contami naci ón tér mica, l a adi ci ón gener al de ener gí a de fus i ón al calor total que l lega a l a s uper fi ci e de l a T i er ra. Esto el evar í a l evemente l a temper atur a y tendría unos resultados similares a l os de efect o i nver nader o. También podr í a s er verdad de l a ener gí a s ol ar obtenida por cualquier otra fuente di s ti nta de l a r adi aci ón sol ar que l lega a l a T i er ra de for ma natur al . Las centr al es de ener gí a s ol ar , al operar, por ejemplo, en el espacio, se añadi r í an al calor natur al que al canz a l a s uper fi ci e ter restre. En uno u otr o cas o, la Humani dad deber í a l i mi tar sus usos de ener gí a o pr ever unos métodos para des embar az ar s e del calor de l a T i er ra en el espacio de una pr opor ci ón super i or a l a natur al . S i n embar go, todo es to es sólo de i nter és teórico en el caso de que l a fus i ón nucl ear contr ol ada pueda l l evar s e al laboratorio y convertirse en un pr ácti co pr oces o comer ci al . T r as una gener aci ón de tr abaj os , aún no hemos alcanzado es e punto. De l os tres isótopos de hi dr ógeno, el hidrógeno 1 es el más común y asimismo el más di fí ci l de for z ar su fusi ón. Es el combustible par ti cul ar del Sol, pero el Sol lo ti ene en mi l es de bi l l ones de ki lómetros cúbicos, junto con un enor me campo gr avi tator i o par a mantener l o uni do y unas temperaturas centrales de muchos millones de gr ados . Sólo un pequeño por centaj e del hidrógeno dentr o del Sol se hal l a en fusi ón en un momento dado, pero a caus a de l a vas ta mas a pr es ent e, incluso un pequeño por centaj e es s ufi ci ente. El hidrógeno 3 es el más fáci l de l l evar a l a fus i ón, pero ex i s te en tan pequeñas canti dades y puede úni camente obtener s e con tan espantoso gas to de ener gí a, que r es ul ta des es per anz ador pensar en él , por lo menos aún no, como un combusti bl e pr ácti co por sí mismo. Es to nos deja al hidrógeno 2, que es más fáci l de manej ar que el hidrógeno 1 y mucho más común que el hidrógeno 3. En todo el hidrógeno del mundo, sólo un átomo de cada 6. 000 es deuterio, pero es o es suficiente. Por lo tanto, existen 33 mil bi llones de tonel adas de deuter i o en el océano, lo s ufi ci ente par a s umi ni s tr ar al hombre una ampl i a ener gí a dur ante todo un pr evi si bl e futur o. S i n embar go, también aquí exi s ten pr obl emas. Esto puede par ecer sorprendente, dado que l as bombas de fus i ón exi sten. Si podemos conseguir que el hidrógeno s e fus i one, ¿por qué no podemos construir un r eactor lo mi s mo que una bomba? Ah, para cons egui r una bomba de fus i ón necesi tamos el empleo de una bomba de fi s i ón que

s i r va de i gni ci ón par a el proceso. Y par a cons tr ui r un r eactor de fi s i ón, precisamos de una i gni ci ón más suave, obviamente, y debemos mantener la r eacci ón dentr o de un í ndi ce cons tante, controlado... y no ex pl os i vo. El pr i mer problema es el menos difícil. Fuertes corrientes eléctricas, ondas sónicas de al ta ener gí a, rayos láser, etc., pueden pr oduci r temperaturas de has ta var i os millones de gr ados en muy poco ti empo. No ex i s ten dudas de que s e cons egui r í an l as temper atur as requeridas. Mantener la temper atur a mi entr as se cons i gue ( como confi amos ) que el hidrógeno es té en fusión consti tuye al go más dificultoso. Resulta obvi o que ni ngún contenedor mater i al resistiría un gas a unas temperaturas probablemente por encima de 100 mi llones de gr ados . O el contenedor se vapor i z ar í a o el gas se enfr i ar í a. El primer paso haci a una s ol uci ón r adi ca en r educi r la dens i dad del gas muy por debajo de l a pr es i ón nor mal , disminuyendo de es ta for ma el contenido cal ór i co, aunque l a ener gí a de la par tí cul a conti nuas e s i endo el evada. El segundo pas o cons ti tuye un concepto de una gr an i ngenui dad. Un gas a una temper atur a muy elevada ti ene t odos los electrones s epar ados de s us átomos; se tr ata del pl as ma (tér mi no i ntr oduci do por I rving Langmui r ya en l os años 1930), compuesto por electrones y núcleos desnudos. Dado que s e hal la entonces formado enter amente por partículas cargadas, ¿por qué no empl ear un fuer te campo magnéti co, que ocupar a el lugar de un contenedor material par a al ber gar l o? El hecho de que l os campos magnéticos retengan l as partículas car gadas y atenacen una cor riente de l as mismas unida, constituye al go conoci do des de 1907, cuando s e l e l lamaba efecto de es tr i cci ón. S e i ntentó l a i dea de una botel la magnéti ca y funci onó, pero s ól o dur ante un i nstante br eví s i mo ( fi g. 10.6). Las vol utas de pl as ma en es tr i cci ón en l a botel l a, inmediatamente empi ez an a ondear como una s er pi ente, se des i ntegr an y desaparecen. Otr o enfoque cons i s te en obtener un campo magnéti co más fuerte en l os extremos del tubo, para que el plasma s ea r echaz ado y se i mpi da s u desi ntegr aci ón. Esto tambi én s e mos t r ó defi ci ente. Pero no del todo. Si un pl asma a 100 millones de gr ados pudiese mantener s e en su si ti o dur ante s ól o cos a de un segundo, comenzaría l a r eacci ón en fus i ón, y la ener gí a s e ex tr aer í a del sistema. Dicha ener gí a s e empl ear í a par a hacer más firme el campo magnéti co y más potente, a fi n de cons er var la temper atur a en el ni vel apropiado. La r eacci ón de fus i ón s e mantendr í a a s í misma, y la mi s ma ener gí a pr oduci da s er vi r í a par a cons er var l o todo en funci onami ento. Pero el impedir que el pl as ma no s e des i ntegr e dur ante un s egundo es mucho más de l o que aún puede

r eal izarse. Dado que l a fuga de pl as ma ti ene l ugar con par ti cul ar faci lidad en el extremo del tubo, ¿por qué no el i mi nar los extremos del tubo, dando a és t e una for ma de ani l la? Una for ma par ti cul ar mente úti l diseñada es el tubo ani l liforme ( « tor o» ) , retorcido en for ma de númer o ocho. Este mecani s mo en for ma de ocho fue di s eñado, en 1951, por Spitzer y se l e denomi na es tel larator. Un ar til ugi o más uti lizable fue el concebido por el físico s ovi éti co L ev Andréievich Ar tsi móvi ch. A és te s e l e denomi na Cámar a Magnéti ca T or oi dal , y se abr evi a como « T okamak» . Los físicos norteamericanos están tr abaj ando as i mi s mo con « T okamaks » y, además, con un apar ato l lamado « S cyl l ac» , que ha s i do di s eñado par a mantener a l os gases más densos y que, por tanto, requieren un per í odo más breve de contenci ón. Dur ante cas i veinte años , los físicos han estado apr ox i mándos e centí metr o a centí metr o a l a ener gí a de fus i ón. El progreso ha s i do l ento, pero no ex i s ten aún si gnos defi ni ti vos de haber l legado a un cal lejón si n sali da. Mi entr as tanto, aún no s e ha dado con unas aplicaciones prácticas de l a i nves ti gaci ón acer ca de l a fus i ón. Unos s opl etes de pl as ma que emi ti er an chor r os a t emper atur as de has ta 50.000° C en abs ol uto s i l enci o l l evar í an a cabo l a funci ón de l os sopletes quí mi cos ordinarios. Y s e ha s uger i do que el soplete de pl as ma es la uni dad que menos des per di ci os tendría. En su ll ama, todo — todo— s e des i ntegr ar í a en sus elementos cons ti tuyentes , y esos elementos estarían di sponi bl es para r eci cl ar l os y convertirlos de nuevo en mater i al es úti les.