N.º 2 REVISTA DE LA FACULTAD DE CIENCIAS DE LA UNED digital

��

REVISTA DE LA FACULTAD DE CIENCIAS DE LA UNEDhttp:/ /e-spacio.uned.es:8080/fedora/get/bibl iuned:revista100cias-2009-numero2ne/PDF

N.º 2 (nueva época) | 2009ISSN: 1989-7189

digitalNuestra Facultad

Festival: Ciencia para la juventud en la UNED

Vida científicaDos grandes efemérides:

Galileo y el Año Internacional de la Astronomía

Darwin y la evolución de las especies

EnseñanzaDiez años de Ciencia en Acción

El Portal FisL@bs

100cias@unedREVISTA DE LA FACULTAD DE CIENCIAS

N.º 2 (nueva época) — 2009

EDITORUniversidad Nacional de Educación a Distancia

PRESIDENTEVíctor Fairén Le Lay

Decano de la Facultad de Ciencias

DIRECTORACarmen Carreras Béjar

CONSEJO DE REDACCIÓNCarmen Carreras Béjar

(Dpto. de Física de los Materiales)Rosa M.ª Claramunt Vallespí

(Dpto. de Química Orgánica y Bio-Orgánica)Pedro Córdoba Torres

(Dpto. de Física Matemática y de Fluidos)Fernando Peral Fernández

(Dpto. de Ciencias y Técnicas Fisicoquímicas)Miguel Delgado Pineda

(Dpto. de Matemáticas Fundamentales)Pilar Fernández Hernando

(Dpto. de Ciencias Analíticas)J. Javier García Sanz

(Dpto. de Física Fundamental)Hilario Navarro Veguillas

(Dpto. de Estadística, Investigación Operativa y Cálculo Numérico)Eloísa Ortega Cantero

(Dpto. de Química Inorgánica y Química Técnica)Manuel Yuste Llandres

(Dpto. de Física de los Materiales)

Esta revista está dedicada a aspectos generales de la Ciencia y a su enseñanza en la Facultad de Ciencias de la UNED.Pretende servir de vehículo de información entre los diferentes estamentos que constituyen la comunidad universitariade la Facultad, desde los profesores hasta los alumnos, pasando por todos y cada uno de los eslabones: Centros Aso-ciados, profesores-tutores, personal de la administración y servicios…, ofreciendo un canal de información, discusión ydebate sobre los problemas que conlleva nuestra razón de ser, la enseñanza de la Ciencia.

También pretende dar a conocer las actividades que cada uno de los estamentos realiza, las relaciones que mantienecon otras instituciones docentes e investigadoras, tanto nacionales como internacionales. En definitiva, acortar la«distancia» que nos separa a través de un mayor conocimiento de lo que hacemos.

Editorial ............................................................................................. 4

Nuestra Facultad ........................................................................ 5Noticias del Decanato ....................................................... 6— Festival: Ciencia para la juventud en la UNED,

por M.ª Luisa Rojas Cervantes .................... 6— San Alberto Magno 2009:

• Docencia e investigación en la universi-dad: ¿hay intereses contrapuestos?, porSebastián Dormido Bencomo ................. 9

• IX Concurso de Fotografía Científica .... 17Información de los Departamentos ......................... 20Resúmenes de Tesis Doctorales ................................... 30Seminarios, reuniones científicas y cursos deverano ......................................................................................... 37Premios y distinciones a profesores y estudiantesde la Facultad de Ciencias ............................................. 41El Grupo de Astronomía de la Facultad de Cien-cias ................................................................................................ 50

Vida científica .............................................................................. 56Colaboraciones ....................................................................... 57— En Ciencias de la Naturaleza: .............................. 57

• El agua, fuente de vida y de problemas,por Pilar Fernández Hernando .................... 57

• Aportaciones de Darwin a la Biologíamoderna, por Rosario Planelló Carro ....... 63

— En Física: Los rayos cósmicos, las partícu-las más energéticas de la naturaleza, porFernando Arqueros Martínez (UCM) .............. 66

— En Química: «Una breve historia de losátomos: la evolución química del Universo»,por Enrique Pérez Jiménez (IAA, CSIC) ....... 76

Novedades científicas en 2009: ................................... 83— En Ciencias Medioambientales, por Consuelo

Escolástico León ........................................................... 83— En Química, por Fernando Peral Fernández . 88Semblanzas de los Premios Nobel:— Premio Nobel de Física 2008, por Pablo

García González ........................................................... 95— Premio Nobel de Química 2008, por Jesús

López Sanz, Elena Pérez Mayoral, Antonio J.López Peinado y Rosa M.ª Martín Aranda .. 104

Efemérides:— 1609, Galileo: el telescopio y las primeras

disputas astronómicas, por J. Javier GarcíaSanz ..................................................................................... 109

— 1809, Charles Robert Darwin, por FernandoEscaso Santos ................................................................ 117

— 1989, Hace veinte años que se implantóel primer ventrículo artificial totalmenteespañol por un equipo multidisciplinar enel Hospital de La Princesa de Madrid, porJ. Carlos Antoranz y M. Mar Desco ............... 121

— 2009, Adiós al Año Internacional de la As-tronomía, por Montserrat Villar Martín (IAA,CSIC) .................................................................................... 125

Las mujeres y la Ciencia: ................................................. 131— Mujeres y Astronomía, por Josefa Masegosa

Gallego (IAA, CSIC) ................................................... 131

Enseñanza ........................................................................................ 141Enseñanza (y Divulgación) de las Ciencias: ....... 142— Granada, la última cita. Y seguimos con

Ciencia en Acción, por Rosa M.ª Ros Ferré(UPC), Directora de Ciencia en Acción ......... 142

— Historia de la Astronomía a través de losinstrumentos de observación, por EnriqueTeso Vilar ......................................................................... 149

Taller y Laboratorio: .......................................................... 163— Experimento histórico: El descubrimiento del

del neutrón, por Amalia Williart Torres ....... 163— Experimento casero: Un espectroscopio ca-

sero para observar las líneas de Fraunhofer,por Manuel Yuste Llandres, Carmen Carre-ras Béjar y Juan Pedro Sánchez Fer-nández ........................................................... 167

— Laboratorio de matemáticas vía Internet:Un recurso inacabado, por Miguel DelgadoPineda ............................................................................... 175

Nuevas Tecnologías en la Enseñanza: ................... 185— El portal FisL@bs: Una red de laborato-

rios virtuales y remotos de Física, por Luisde la Torre Cubillo y Juan Pedro SánchezFernández ....................................................................... 185

Recensiones de libros: ......................................... 195

�� 3 Índice

��

Índice N.º 2 (nueva época) | 2009ISSN: 1989-7189

�� 4 Editorial

Éste es el segundo número de nuestra etapa digital.Aunque con un poco de retraso, justificado por el muchotrabajo que todos tenemos que afrontar, fundamental-mente la preparación de materiales para los nuevos gra-dos que comienzan el curso próximo, contiene infor-mación detallada de gran parte de las actividades nocurriculares realizadas por la comunidad universitariade la Facultad de Ciencias.

En el año 2009 se conmemoraron dos grandes efe-mérides y muchas de las actividades organizadas giraronen torno a ellas: el cuarto centenario de la utilización porparte de Galileo Galilei del telescopio para observar elcielo, y el bicentenario del nacimiento de Charles R.Darwin y el 150 aniversario de la publicación de El ori-gen de las Especies.

Ambos acontecimientos supusieron una revolucióncientífica que cambió drásticamente la concepción delUniverso y de los seres vivos que habitan la Tierra. Gali-leo se queda asombrado de los millares de estrellas queve al apuntar al cielo con su telescopio; la Luna, el cuer-po celeste más cercano, presenta una superficie rugosaen la que se aprecian montañas, cuya altura calculó y re-sultó ser mucho mayor que la montaña más alta de Eu-ropa, el Mont Blanc; logró asignar el carácter de satélitesa las estrellas móviles alrededor de Júpiter; y un largoetcétera que supuso una concepción nueva del Universoy del lugar que nuestro planeta ocupa en él. La Astrono-mía se convierte en una ciencia nueva, muy interesante,a la que se dedican muchos esfuerzos humanos y econó-micos y cuyo desarrollo no ha dejado de crecer. Hoy esuno de los campos científicos con mayor futuro, en elque los Estados invierten grandes cantidades de dinero yen el que trabajan millares de hombres y mujeres portodo el mundo, esclareciendo cada día un poquito máslas incógnitas de nuestro origen.

Doscientos cincuenta años después otra teoría revo-lucionó la concepción del origen del hombre, y aunquehoy siguen existiendo grupos poderosos que se oponen aella, los científicos creen firmemente en la evolución delas especies, tal y como predijo Darwin: las especies cam-

bian y la vida evoluciona. Esta teoría tuvo una gran in-fluencia en todas las áreas relacionadas con las CienciasNaturales, la Zoología, la Botánica,… y con otros camposdel pensamiento, la Filosofía, la Psicología,…

Por todo ello el año 2009 fue declarado Año Interna-cional de la Astronomía y Año Darwin. 100cias@unedse ha sumado a ambos acontecimientos y dedica un par-te considerable de este número a trabajos relacionadoscon la Astronomía y la Biología.

Durante el curso pasado tuvimos la desgracia deperder a la profesora Daniela Martín Nevskaia, de laSección de Químicas, y al profesor Ignacio CarmeloGarijo Amilburu, de la Sección de Matemáticas. Se fue-ron demasiado pronto. El Consejo de Redacción quieredejar constancia de su más sentido pésame a sus fami-liares y compañeros de los Departamentos de QuímicaInorgánica y Química Técnica y de Matemáticas Fun-damentales.

Por último, nos congratulamos del éxito de visitas queha tenido el primer número digital de 100cias@uned,pues ha superado las 6000 y, además, ha habido másde 3000 descargas de los trabajos que en él aparecen.Esto nos da ánimo para seguir por esta vía.

Ignacio Carmelo GarijoAmilburu

Daniela Martín Nevskaia

��

Editorial N.º 2 (nueva época) | 2009ISSN: 1989-7189

�� 5 Nuestra Facultad

Se inicia esta sección describiendo dos de las activi-dades más importantes, desde el punto de vista divulga-tivo, realizadas por la Facultad de Ciencias: el ya tradi-cional acto de celebración de la festividad de nuestropatrón, San Alberto Magno, en el que además de la lec-ción magistral, que trató sobre el papel de la enseñanzay la investigación dentro de la Universidad, en cuyomarco el profesor Dormido se preguntaba si ambas acti-vidades tenían intereses contrapuestos (debate muy inte-resante por lo que animamos a nuestros lectores a quelean con atención los argumentos expuestos), se pro-clamaron los ganadores del IX Concurso de FotografíaCientífica, que cada año cuenta con un número mayorde aspirantes.

La segunda actividad es el Festival de Ciencia parala Juventud, que se celebró a lo largo de los meses de

noviembre y diciembre de 2009, tanto en la Sede Centralcomo en dieciséis Centros Asociados de la UNED.

A continuación se encuentran los apartados ya ha-bituales en esta sección, a saber: los informes de las ac-tividades más importantes que han realizado algunosdepartamentos a lo largo del año; los resúmenes de lastesis doctorales de algunos de los doctorandos que lashan defendido en 2009; asimismo, están incluidos lospremios recibidos por los miembros de la comunidaduniversitaria de la Facultad, los congresos, cursos de ve-rano, seminarios, …, organizados por algunos de susmiembros; y, por último, las actividades del Grupo deAstronomía que durante el año 2009, Año Internacionalde la Astronomía, han sido muchas y muy variadas: ci-clo de conferencias, exposiciones, observaciones astro-nómicas, cursos de verano, …

��

��

Nuestra Facultad N.º 2 (nueva época) | 2009ISSN: 1989-7189

6 Nuestra Facultad��

NOTICIAS DEL DECANATO

FESTIVAL: CIENCIA PARA LAJUVENTUD EN LA UNED

Al igual que en años anteriores, la FECYT (Funda-ción Española de Ciencia y Tecnología) publicó en elmes de marzo una convocatoria a nivel nacional para laconcesión de una serie de proyectos de divulgación cien-tífica. En el año 2007, en la Facultad de Ciencias de laUNED ya desarrollamos un proyecto financiado por lamisma entidad, llevando a cabo la divulgación de unaserie de actividades científicas con escolares de la Co-munidad de Madrid y en diferentes Centros Asociados dela UNED. El éxito fue tal que nos animó a volver solicitarde nuevo este año otro proyecto de características simi-lares al anterior. En el mes de mayo nos fue concedido yen septiembre comenzamos con los planes de organiza-ción del mismo: búsqueda de colegios de contacto, dise-ño de los carteles anunciadores y de las camisetas de re-galo para los escolares, contratación de autocares, diseñoy edición de los dípticos con información sobre las acti-

vidades, establecimiento del cronograma definitivo, con-tactos con los directores de los Centros Asociados… Porfin, el día 2 de noviembre estábamos listos para comen-zar una nueva andadura de divulgación científica.

Así, durante nueve días, del 2 al 13 de noviembre(incluyendo parte de la Semana de la Ciencia), nuestra Fa-cultad se convirtió en un punto de encuentro entre cientí-ficos y escolares, estos con edades comprendidas entre11 y 14 años (desde 6.º de Enseñanza Primaria hasta 3.°ESO). Se realizaron un total de 32 sesiones, participandounos 800 escolares de 13 colegios diferentes de la Comu-nidad de Madrid, que eran trasladados gratuitamente enautocar junto con sus profesores desde sus respectivoscentros hasta nuestra Facultad. Se editaron carteles anun-ciadores de la acción, que se repartieron por todos loscolegios y Centros Asociados participantes, así como tríp-ticos que recogían el programa completo y detallado delas dos semanas. Se organizaron sesiones de mañana ytarde, asistiendo a cada sesión un número aproximadode 50 escolares, que eran divididos en dos grupos. En lassesiones de mañana, que comenzaban a las 10:30 h, serealizaban tres actividades seguidas, cada una de ellas

con una duración aproximada de 30minutos. Las sesiones de tarde comen-zaban a las 15:00 h y duraban aproxi-madamente una hora y media, partici-pando los alumnos en dos actividadesdiferentes, de unos 30 minutos cadauna. Durante la última media hora,tanto en sesiones de mañana como detarde, los escolares podían visitar laexposición de «Momentos matemáti-cos», colección de pósters divulgativoseditados por la American Mathemati-cal Society (AMS), expuesta en la pri-mera planta de nuestra Facultad. Estospósters ponían de manifiesto el papelrelevante que las matemáticas desem-peñan en la ciencia, la naturaleza, latecnología y la cultura.

Por último, antes de marcharse,los chicos recibían como regalo unPresentación de la conferencia «Cuando los dinosaurios dominaban la península», impartida por el

profesor Francisco Ortega, dentro del área temática «Esencias de nuestro entorno natural».

��



kit formado por una camiseta, un bolígrafo y unos pos-itde colores, impresos con los logos del Proyecto, ademásde una baraja de Familias Astronómicas, realizadas porel Grupo de Astronomía de la UNED (gracias al apoyoeconómico de todos los Departamentos de la Facultad, elDecanato y el Vicerrectorado de Formación Continua yExtensión Universitaria)..

Este año se han realizado un total de 41 actividadescientíficas, que abarcaban desde conferencias hasta expe-rimentos de laboratorio, pasando por talleres con ordena-dor, juegos, etc. Las áreas temáticas que englobaban a lasactividades eran las siguientes: «Jugando con las Mate-máticas» (6 actividades), «Por una Física más cercana» (8actividades), «Experimentando con la Química» (15 activi-dades); «Esencias de nuestro entorno natural» (6 activida-des) y «El desarrollo sostenible» (5 actividades). Además, la

exposición de «Momentos matemáticos» se encontrabaabierta al gran público, en horario de 10:00 a 14:00 h y de15:00 a 18:00 h. De cada una de las actividades se edita-ron unos dípticos que incluían información detallada acer-ca del contenido de la actividad y del autor de la misma.

La participación e implicación de los profesores de laFacultad fue muy buena, siendo 46 los profesores que co-laboraron en la realización de las distintas actividades,Algunos de ellos descubrieron su faceta docente dirigida aun público más joven del que estaban acostumbrados y logratificante que resultaba transmitir sus conocimientos alos chicos.

Como colaboradores externos a la Facultad, hay quedestacar la participación de tres profesores de la Universi-dad Jaume I de Castellón, que impartieron la actividad«La realidad aumentada» (ofrecida también a todos losmiembros de la Facultad, fuera del horario de las activida-des) y de Francisco Plou, Investigador Científico del CSIC,que impartió la conferencia. ¿Para qué sirven las enzi-mas?, además de ceder gustosamente los juegos de «Latabla periódica» y «El concurso de los catalizadores».

Por otra parte, es de agradecer la estrecha colabora-ción que prestaron los bedeles en todo momento, tantoen los días previos a la Semana de la Ciencia comodurante el transcurso de la misma (preparación de lasbolsas de regalo, distribución de las sillas y mesas en lasaulas necesarias, reparto de las camisetas, etc.). Espe-cialmente quiero agradecer a Nacho su esfuerzo en pre-parar los carteles con los cronogramas de las actividadesy en «estar al quite” cuando la llegada de los chicos a laFacultad se adelantaba… Y también a Fernando, el ad-

El juego: «El gran concurso de los catalizadores», llevado a cabo porFrancisco José Plou (CSIC) y M.ª Luisa Rojas, M.ª Jesús Ávila y ÁngelMaroto (UNED), dentro del área «Experimentando con la Química».

El taller experimental «La luz, el láser, los colores y la materia»,impartido por los profesores Manuel Yuste, Carmen Carreras y Juan

Pedro Sánchez, dentro del área temática «Por una Física más cercana».


ministrador, por gestionar todo el tema económico queimplica el proyecto, siempre con buen talante…

Respecto a las actividades en los Centros Asocia-dos, se llevaron a cabo en unas fechas comprendidasentre el 15 de octubre y el 16 de diciembre. Fueron untotal de 33 actividades las que se realizaron en 16Centros Asociados de la UNED, a los que se desplaza-ron los profesores responsables de las mismas, des-arrollándose 2, 3, e incluso 4 actividades en cada Cen-tro. En algunos casos, en lugar de realizar la actividaden la ciudad sede del Centro Asociado, se llevó a caboen otra localidad cercana, con objeto de intentar favo-recer a escolares que habitualmente tienen menosoportunidades de acceder a actividades de divulgacióncientífica. Este fue, por ejemplo, el caso de las tres ac-tividades programadas a través del Centro Asociadode Girona, que se realizaron los días 30 de noviembre y1 de diciembre en Banyoles, y a las que asistió un totalde 180 escolares de 2.º y 3.º de la ESO, repartidos engrupos de 30 alumnos.

En la mayoría de los casos ha existido una granacogida por parte de los centros implicados, siendo muyelevado el número de participantes y recogiéndose lanoticia en ciertos medios locales de comunicación, comoprensa y radio.

En cuanto a la divulgación y publicidad del proyec-to, hay que indicar que la Televisión Educativa de laUNED grabó un programa1 el día 5 de noviembre (emi-

tido el día 27), en el que se mostraba la participación deprofesores y estudiantes durante el desarrollo de las ac-tividades. Se realizó también un programa de radio en elque se contaba la génesis y los objetivos del proyecto.Además de los dípticos de las actividades, trípticos conel programa y carteles anunciadores de la acción, sepublicitó todo el proyecto a través de un enlace en lapágina Web de la Facultad, que incluía información de-tallada de las actividades, el cronograma completo y larelación de actividades a realizar en cada uno de losCentros Asociados.

Han sido muchos los mensajes de agradecimiento yfelicitación recibidos de parte de los colegios partici-pantes, tanto en Madrid como en los Centros Asociadosy en general, los profesores responsables de las activida-des científicas han quedado muy satisfechos con la ex-periencia. A pesar de ciertas dificultades y malos ratos(relacionados principalmente con el tema del transportede los escolares en autocar) al final «siempre queda lobueno…” y de esto último ha habido bastante, así quecomo dicen aquello de «no hay dos sin tres…” probable-mente estemos dentro de poco inmersos en una nuevaandadura de divulgación científica…

M.ª Luisa Rojas CervantesVicedecana de Químicas

y Coordinadora del Proyecto

��

El profesor Antonio Costa impartiendo la conferencia «La simetría»dentro del área temática «Jugando con las Matemáticas», en el IES

Pere Alsius de Banyoles.

Escolares de 3.º de la ESO, del IES Pere Alsius de Banyoles, muyatentos en la actividad «El juego de la Tabla periódica», dentro del

área temática «Experimentando con la Química».

1 Los interesados pueden ver el programa en la siguiente URL:http://www.canaluned.com/#frontaleID=F_RC&sectionID=S_TELE-UNE&videoID=3626.



SAN ALBERTO MAGNO 2009

DOCENCIA E INVESTIGACIÓNEN LA UNIVERSIDAD:¿HAY INTERESES CONTRAPUESTOS?

1. INTRODUCCIÓN

Estas notas recogen las reflexiones que expresé en laconferencia que con ocasión de la celebración del día deSan Alberto Magno tuve el honor de impartir en la Fa-cultad de Ciencias en un acto que se ha convertido ya entradicional. Lo hago con gusto y siguiendo el requeri-miento que con tal fin me ha hecho la directora y «almamater» de la revista 100cias@uned, mi buena amiga laprofesora Carmen Carreras.

Dice el saber popular que es de «bien nacido seragradecido» y por eso para empezar quisiera expresar miagradecimiento al Decano de la Facultad, profesor Víc-tor Fairén, que muy amablemente me invitó para parti-cipar en este acto en el que lo habitual es que sea unprofesor de la Facultad quien sea el encargado de tomarla palabra. He sido miembro de la Facultad de Cienciasdesde mi incorporación a la UNED en el año 1982 hastaque se creó la Escuela Técnica Superior de IngenieríaInformática hace ya algunos años. Muchos de mis afec-tos y recuerdos se sitúan en esta Facultad y no les ocul-

to que siempre me he considerado un miembro más de lamisma. Así me he sentido y así me han tratado y por esome produjo una íntima satisfacción la designación con laque el Decano me honró. Gracias de corazón Víctor portu llamada que inmediatamente acepté.

El tema que elegí tiene que ver con los interesescontrapuestos que se plantean en la Universidad entre lainvestigación y la docencia. Es un tema que a todos nosconcierne, que suscita un gran debate y para el que nohay respuestas definitivas. Llevo más de 40 años ense-ñando en la Universidad (de ellos, más de 25 en la Uni-versidad Nacional de Educación a Distancia). El ejerciciodiario de la profesión, la prudencia que nos viene con elpaso de los años, el cambio gradual de énfasis doctrinaldesde el «qué» hacia el «cómo», un mayor distancia-miento entre lo que realmente se sabe y lo que en últimotérmino se transmite creo modestamente, y sin ningunapetulancia, que me ha ido mejorando como docente y, endefinitiva, como profesor. Contamos al comenzar estenuevo milenio con una sociedad científica más verte-brada y vigorosa, más motivada que la que los de mi ge-neración nos encontramos cuando a mediados de losaños 60 llegamos a la Universidad. Una sociedad conproducción científica más ajustada en volumen y calidadmedia a nuestro entorno occidental.

Parece pues fuera de cuestión que la Universidadmás adecuada en el presente es la Universidad científicaen la que la gran mayoría de sus académicos investigany enseñan. Pero ¿cuánto se investiga y cuánto se ense-ña?, ¿dónde está el equilibrio que debe mantener unprofesor entre ambas actividades?, ¿cuál se consideraque es la función preferente de la universidad: enseñar oinvestigar?, ¿la Universidad debe rendir cuentas a la so-ciedad en general y acoplarse a sus demandas o debe fi-jarse con independencia sus propias metas?, ¿debe bus-car el saber por el saber o la aplicabilidad de lainvestigación y la empleabilidad de sus estudiantes?,¿debe primarse una evolución similar, en busca de lacalidad para todas las universidades o es preferible cen-trar los esfuerzos en las más avanzadas? Éstas y otrasmuchas preguntas nos surgen de inmediato cuando tra-tamos de analizar con espíritu crítico el papel de la Uni-versidad en la sociedad actual.

��

El profesor Dormido impartiendo la lección magistral en el actoacadémico de celebración del patrón de la Facultad.

��



En un libro1 escrito a mediados de los años 90, BillReading, destacado profesor de la Universidad de Har-vard, califica como de «estado en ruinas» a la universidadtradicional enfrentando la concepción de la Universidad

de la Cultura con la de la Uni-versidad de la Excelencia. Eltítulo elegido por Reading esmás una provocación al lec-tor que una convicción. Lallamada de atención de su au-tor por una universidad de laexcelencia la trata de acentuara partir de una institución queconsidera sobrepasada al se-guir anclada en los valorestradicionales de una universi-dad de la cultura.

Naturalmente, Reading no propone renunciar a laherencia del pasado sino dar una preponderancia a laexcelencia como justificación social de su existencia y esaquí donde comienza, desde mi modesto punto de vista,el gran debate sobre las diversas «universidades» quepueden configurarse en un futuro más o menos inme-diato. La excelencia per se no es un referente claro de lasfunciones universitarias.

En primer lugar habrá que decidir qué queremos ha-cer y después intentar hacerlo con calidad, que nuncapodrá ser lo mismo para todas las instituciones universi-tarias. En segundo término, muchos pensamos que exis-te y seguirá existiendo una misión cultural en las uni-versidades, que incluye la transmisión de conocimiento yvalores a la sociedad así como un compromiso en la re-solución de problemas que afectan al entorno en quecada centro se localiza.

Como decía Ortega y Gasset2 la función de la Uni-versidad es difundir la cultura ya que es necesario dis-poner de ella y no hay otro camino para moverse por lajungla de la vida. Incluso avisaba de que el predominioabsoluto de la investigación puede llevar a descuidartanto la educación de profesionales como la transmi-sión de la cultura, aunque inmediatamente matizaba queuna atmósfera cargada de entusiasmo y esfuerzo cientí-fico es el supuesto radical para la existencia de la uni-versidad.

La Universidad de hoy se enfrenta a grandes retos alos que debe dar respuesta:

• La globalización.• Una competencia creciente.• Las nuevas tecnologías de la sociedad del conoci-

miento.• Nuevos tipos de estudiantes.Hay pues que adoptar una actitud pro activa para

adelantarse a las nuevas situaciones que se nos avecinan.De todas formas, lo que a nosotros nos parecen nuevosproblemas son en realidad viejos problemas adaptados ala situación actual que han sido consustanciales con lahistoria de la institución universitaria desde que a finalesdel siglo XVIII Wilhelm von Humboldt sentó las bases dela Universidad tal como la concebimos hoy día.

2. ORÍGENES DE LA UNIVERSIDAD MODERNA

La pretensión de que las universidades existen paraenseñar e investigar parece un hecho incontrovertible amuchos, aunque la importancia relativa de cada uno y larelación entre ambos ha sido fuertemente debatida porlos intereses contrapuestos que se manifiestan entre am-bos3. Los orígenes de la institución universitaria proba-blemente se inician en la cultura árabe como centros deformación y enseñanza en el período medieval. Así, elgrado de bachiller deriva de un énfasis por la enseñanzay toma su nombre del vocablo árabe baccalaureus quesignifica «con el derecho a enseñar por la autoridad deotro».

Newman4, en su obra La Idea de una Universidad,consideraba que «descubrir yenseñar son funciones distin-tas; son también dones distin-tos y no se encuentran nor-malmente unidos en la mismapersona. Quien emplea sutiempo en otorgar sus cono-cimientos a otros es poco pro-bable que tenga o el tiempo ola energía para adquirir lonuevo». Newman recomenda-ba que el objetivo principal de

��

1 Bill Reading: The University in Ruins. Harvard University Press (1996).2 Ortega y Gasset: Misión de la Universidad, Obras Completas (12vol.), t. IV, pp. 313-353, Alianza, (Madrid, 1987).

3 J. Hattie and H. W. Marsh: The relation between research and teaching:A meta-analysis. Review of Educational Research, 66 (4), 507-542(1996).4 J. H. Newman: The idea of a university. Garden City, NY, Doubleday(1853).

una universidad era enseñar conocimiento universal,mientras que la investigación se hacía mejor fuera deella, estableciendo así una clara distinción entre ense-ñanza e investigación. Su idea de universidad está rela-cionada con la idea de una educación liberal.

Por su parte von Humboldt, político, ministro deEducación, filósofo y lingüista, al que se le reconocecomo el arquitecto del sistema de educación prusiano yfundador de la Universidad Humboldt en Berlín, repre-senta una corriente más idealista donde la relación entreinvestigación y docencia se considera esencial porqueambas están intrínsecamente relacionadas. En sus pro-pias palabras5 «la universidad no es un lugar donde losestudiantes aprenden a través de la enseñanza si no unlugar donde los estudiantes aprenden a través de su par-ticipación en la investigación.»

Su modelo fue utilizado como referencia de los sis-temas de educación superior en paises tales como Esta-dos Unidos y Japón. En palabras de Margarita Bertilssonel pensamiento «humboldtiano» era una ideología ex-travagante. En su concepción la relación entre profesor yalumno se hace diferente. En la educación superior elprofesor como tal desde una visión tradicional no existe;ambos, profesores y estudiantes, tienen su justificaciónen la persecución común del conocimiento como co-in-vestigadores.

Su ideología sirvió para abrir nuevos espacios con-ceptuales y, especialmente, racionalizar las intenciones yacciones de las nuevas disciplinas que emergieron confuerza en las décadas entre 1820 y 1870 en el sistema ale-mán y, muy especialmente, en la Química y en la Física.

Aquí encuentra sus raíces el grupo de investigaciónacadémico como una unidad básica de organización enla educación superior. La herramienta principal de estanueva estructura no fue ni la clase magistral ni la lectu-ra de textos canónicos sino la actividad orientada aldescubrimiento en los nuevos laboratorios y seminariosde enseñanza-investigación.

El primer ejemplo claro de esta nueva concepciónfue el laboratorio organizado y dirigido por el químicoJustus Liebig en la pequeña universidad de provincia deGiessen que comenzó a funcionar en 1836 y que perdu-ró durante 3 décadas. El laboratorio comenzó como unaescuela de entrenamiento para farmacéuticos de forma

similar a otras de su tipo. Pero Liebig estaba determina-do a hacer investigación para contribuir al nuevo cono-cimiento. Al hacerlo siguiendo los esquemas de Hum-boldt le dio a su laboratorio una ventaja competitivasobre los que ya existían y rivalizaban con él en otrasuniversidades.

Liebig concentraba las clases en el semestre del ve-rano, lo que le dejaba libre todo el invierno para con-centrarse en el trabajo práctico en el laboratorio. Pro-ponía problemas de investigación a sus alumnos,inventó instrumentación más sencilla y fiable para elanálisis químico que hacían posible que todos los inte-grantes del grupo pudiesen realizar su trabajo experi-mental de forma más rápida. La investigación de los es-tudiantes se convirtió en la norma del laboratorio,primero centrada en los problemas que planteaba eldirector y luego dando cierta libertad de acción a todossus componentes.

Hacia 1840 la ventaja competitiva del grupo de Lie-big era evidente. La creación del grupo le permitió ex-plorar nuevas avenidas en la investigación con una ra-pidez que no les era posible seguir a los químicos quetrabajaban de forma solitaria o con un muy reducidoequipo de colaboradores. Esta misma línea de acción rá-pidamente fue seguida por otros influyentes profesorescomo Bunsen en Heidelberg, Kolbe en Leipzig, Bayer enMunich o Franz Neuman en Konigsberg.

La enseñanza no se basaba ya esencialmente en laclase magistral y en textos escritos. Ahora giraba alre-dedor de ejercicios prácticos con técnicas de cuantifica-ción, diseño de instrumentos innovadores y la revisiónde los problemas y resultados en el seno del propio gru-po. Los estudiantes aprendían a seguir ciertas reglas,protocolos y técnicas rigurosas propias del campo deinvestigación. Se había producido un cambio de para-digma donde el profesor no presentaba el conocimientototalmente codificado y estructurado a sus alumnos con-fiando que estos absorbieran lo mejor del pasado para apartir de ahí intentar construir el futuro.

Desde esta base germana, la idea y la práctica deeducar por medio del proceso de descubrir se expandió aotros lugares durante la segunda mitad del siglo XIX yprimera parte del siglo XX a través de los países masdesarrollados.

Pero dos hechos básicos aparecen en la escena en lasegunda mitad del siglo XX que ponen en cuestión estaestructura como esquema universal de funcionamientoen la educación superior:


5 W. Humboldt: On the spirit and the organizational framework of in-tellectual institutions in Berlin. Minerva, 8, 242-267 (1970). (El traba-jo original fue publicado en 1809.)


1. El paso de una educación de élite a una educa-ción de masas en la educación superior que ha-cían que este modelo no resultase viable a nivelde una educación de grado.

2. La tendencia de ir de lo simple a lo complejocomplica enormemente cada disciplina colocan-do barreras en la investigación que requieren ni-veles avanzados de formación que quedan muylejos del conocimiento bastante más rudimenta-rio que se lograba en una educación al nivel degrado. Es el llamado problema de poner en lascondiciones iniciales adecuadas a los componen-tes de un grupo para poder hacer investigaciónen un campo.

Las ciencias biomédicas ofrecen el ejemplo más es-pectacular de un cambio muy rápido en el conocimien-to en las últimas décadas. La investigación cada vezmás requiere de una especialización más dirigida, loque plantea otros tipos de problemas que pueden en-contrar cierto alivio en un sistema, que combine de for-ma armónica investigación y docencia. Las cifras sonimportantes. Por dar un ejemplo en matemáticas, la cla-sificación de temas de investigación incluyen 4.500 sub-tópicos dispuestos en 62 grandes áreas y esto es la nor-ma en todas las disciplinas de ciencias e ingeniería.

Los costes en la educación superior se disparan y losgobiernos de los estados más avanzados de manera cadavez más creciente indican que no están preparados parasufragar los costes unitarios de una educción superior demasas con los niveles de la educación de elite.

3. RELACIÓN ENTRE DOCENCIAE INVESTIGACIÓN

Hay quienes opinan que el poner el énfasis de unainstitución universitaria en la investigación encuentrauna de sus justificaciones en la creencia de que con ellose mejora la enseñanza. En realidad hay un fuerte deba-te y una gran controversia al respecto sobre este temaque, en mi modesta opinión, no tiene todavía una res-puesta definitiva a pesar de la ingente y documentadabibliografía que hay sobre el tema.

Se puede afirmar que una gran parte del mundoacadémico y de los responsables de la administración deuniversidades con perfil investigador apoyan esta creen-cia que otros muchos cuestionan. En realidad lo queestá pasando es que ambas partes están debatiendo dosproposiciones que a mi juicio son diferentes:

1. La investigación tiene el potencial de ser capaz deayudar a mejorar la enseñanza.

2. La investigación se ha demostrado en la prácticaque ayuda a mejorar la enseñanza.

Aquellos que argumentan que la investigación me-jora la enseñanza ofrecen evidencias en línea con la pri-mera proposición, apuntando todas las formas y meca-nismos con que los profesores podrían mejorar susmétodos de enseñanza, tales como mantener el conteni-do del curso actualizado o educar a los estudiantes en lacuriosidad intelectual y el pensamiento crítico que ca-racteriza a la buena investigación.

La mayoría de los que argumentan de acuerdo con lasegunda proposición rápidamente conceden que ense-ñanza e investigación pueden ser actividades comple-mentarias, pero inmediatamente citan los numerosos es-tudios empíricos que se han realizado y que de formaconsistente muestran una correlación casi nula entre laproductividad de la investigación y el rendimiento de laenseñanza. En esta línea argumentan que la investiga-ción y la enseñanza tienen objetivos diferentes y re-quieren atributos y habilidades personales distintas.

El fin fundamental de la investigación es avanzar en elconocimiento mientras que el de la enseñanza es desarro-llar y mejorar las capacidades de los que aprenden. A losinvestigadores se les reconoce principalmente por lo quedescubren y por los problemas que resuelven. Aquellosinvestigadores que consideramos de primer nivel suelenser observantes, objetivos, entrenados en realizar infe-rencias y tolerantes con la ambigüedad, mientras queun profesor excelente debe de tener dotes de buen co-municador y tener una cierta empatía con sus alumnos.

Teniendo bosquejados el conjunto de trazos que de-linean ambos perfiles es claramente posible y deseableaunque no necesario que tengamos un comportamientosatisfactorio en un dominio o en el otro. La enseñanza yla investigación de calidad son tareas de dedicacióncompleta de forma que el tiempo que empleamos en unade ellas generalmente se lo quitamos a la otra. No debe-ría pues sorprendernos si los estudios empíricos no reve-lan una correlación significativa entre la investigación deun profesor y la efectividad de su enseñanza.

Aunque la productividad investigadora no excluye lacalidad de la enseñanza, las dos no están relacionadas anivel individual. Son posibles todas las combinaciones:excelentes profesores e investigadores, aquellos que des-tacan solo en una faceta y finalmente quien no lo haceen ninguna de ellas. El «mito del profesor super humano»

��

es que no tenemos suficientes profesores-investigado-res de la primera categoría para poder poblar todas lasaulas de nuestras universidades. La realidad es bastantediferente.

A este respecto quisiera comentar la experiencia per-sonal de Richard Felder, profesor de Ingeniería Química du-rante los últimos 40 años en la Universidad de Carolina delNorte, que personalmente comparto ya que refleja en bue-na medida mi propia trayectoria personal como profesor.

Felder entra en la profesión de «profesor universita-rio» en 1968 con el entrenamiento y formación en peda-gogía que la mayoría de los profesores reciben, es decir,ninguno y por defecto procede a hacer con sus estu-diantes lo que habían hecho antes con él sus profesores.Felder preparaba sus notas de clase y las transcribía en lapizarra para que sus estudiantes las copiasen. Algunasveces planteaba preguntas que ocasionalmente obteníanrespuestas de sus alumnos menos temerosos y periódica-mente les hacía unos tests que en promedio obteníanunas calificaciones de 55 puntos sobre 100 con algunaspuntuaciones por debajo de 20.

Después de una década con esta rutina, comienza apensar que las cosas no estaban yendo exactamente de laforma en que se las había imaginado. Siempre habíaconsiderado las bajas calificaciones en los tests como elorden natural de las cosas en ingeniería, pero ahora co-menzaba a preguntarse si la responsabilidad de este bajorendimiento de algunos de sus estudiantes podía ser par-cialmente suya. No es que Felder se considerase un pro-fesor no preocupado y carente de interés por sus alum-nos. En realidad empleaba mucho tiempo preparandolas notas de sus clases y se las entregaba de una formaclara y bien organizada a sus estudiantes. De maneraconsistente obtenía excelentes evaluaciones docentes eincluso había ganado algún premio de enseñanza.

La verdadera medida de la efectividad de la ense-ñanza es la calidad del aprendizaje de los alumnos yasí cuanto más pensaba Felder en las bajas calificacionesmás tenía que reconocer que sus enseñanzas no eranefectivas. Estaba haciendo todo el trabajo intelectual deorganizar e ilustrar los conceptos del curso, lo cual loapreciaban realmente los estudiantes, pero haciendo todoesto era lo que le llevaba a él a una comprensión de lamateria que estaba enseñando. El resultado era que elprofesor, ¡estaba aprendiendo el material del curso ex-tremadamente bien! pero no así sus alumnos.

En ese punto de reflexión comenzó por primera vezen su carrera a pensar seriamente acerca de lo que esta-

ba haciendo y si podrían haber alternativas para mejorarsu tarea como profesor. En los años siguientes vino aconcluir que nadie aprende cualquier cosa no trivialsimplemente porque alguien se la cuente, aunque estémuy bien explicada. Para que los estudiantes aprendande una forma significativa deben estar activamente com-prometidos en su propio proceso de aprendizaje.

Un compromiso activo es lo que hay que intentarconseguir en la clase. En lugar de emplear todo el tiem-po escribiendo deducciones detalladas y soluciones a losproblemas en la pizarra para que los estudiantes la co-pien, lo que hay que hacer es que algunas veces trabajenindividualmente, otras en pequeños grupos para queconfronten ellos mismos las soluciones de sus problemasdurante la clase. Algunos de ellos son directos, con unasolución correcta y otros tienen diversas soluciones queson posibles que los estudiantes deben primero pensar yluego evaluar críticamente para determinar cual es lamejor. El que obtengan o no la respuesta correcta no estan importante, lo que realmente es fundamental es queellos se encuentren implicados de forma activa en subúsqueda. A menudo lo logran y cuando no lo hacen es-tán preparados para escuchar de una forma que no seríaposible en una clase impartida al modo tradicional.

Las asignaciones de tareas para después de las clasesasí como los tests que ahora realiza Felder son tambiéndiferentes. Antes solían consistir casi en su totalidad ensustituciones de fórmulas del tipo «dado esto y esto cal-cular aquello» y en deducciones de determinadas expre-siones. También asigna nuevas tareas de formulación deproblemas y algunos ejercicios que requieren que elalumno «piense» poniendo lo mejor de sí en buscar unasolución y que implican la lectura de material que ex-plícitamente no se ha considerado en las clases. Quizás elcambio más grande de cómo ahora enseña Felder hasido su adopción del aprendizaje cooperativo6 como elestilo vehicular que impregna toda su enseñanza.

Esta sinergia entre investigación y docencia que sesuele proclamar es incluso más difícil de justificar a nivelinstitucional que a nivel individual.


6 Es un subconjunto del aprendizaje colaborativo que tiene por objeti-vo que los alumnos aprendan trabajando en equipo. Estas actividades seestructuran de forma que cumplan 5 criterios: a) interdependencia po-sitiva, b) rendición de cuentas individual, c) interacción cara a cara, d)uso apropiado de las habilidades interpersonales, y e) auto-evaluaciónregular del funcionamiento del equipo.7 A. W. Astin: What matters in college? Four critical years revisited,San Francisco, Jossey-Bass (1993).

En su monumental estu-dio sobre la educación supe-rior en Estados Unidos, A. W.Astin7 encontró una correla-ción negativa significativaentre el perfil investigador deuna universidad y el númerode objetivos educativos al-canzados. Concluía su trabajoen los términos siguientes:«Asistir a un centro universi-tario cuyo profesorado está

volcado esencialmente en la investigación aumenta elgrado de insatisfacción de los estudiantes e impacta ne-gativamente sobre la mayoría de las medidas de su des-arrollo cognitivo y afectivo. Por el contrario, en aquellasinstituciones académicas que están fuertemente orienta-das hacia el desarrollo del estudiante muestran una es-tructura de efectos opuesta a la anterior».

Astin opina que esta correlación negativa se debe almenos en parte a que las universidades contratan a pro-fesorado con una fuerte orientación investigadora quedan una prioridad baja a la enseñanza a nivel de gradoen lugar de a un conflicto inherente entre enseñanza einvestigación. Por otra parte, están también aumentandolos mecanismos de «rendición de cuentas públicas» y enlos últimos años se observa que hay un interés crecienteen reforzar la conexión entre investigación y docencia olo que se ha venido en denominar el «nexo investiga-ción-docencia».

El informe Boyer8 de mediados de los 90 fue un al-dabonazo para las universidades de perfil investigadorque habían desatendido la formación de sus estudiantesde grado. Entre otras muchas acciones dicho informeproponía lo siguiente: «Lasuniversidades con perfil in-vestigador deben hacer queel nexo docencia-investiga-ción sea el eje central de sumisión como formadores deestudiantes a nivel de gra-do» El informa ofrecía evi-dencias muy persuasivas deque habían fallado seria-mente en esta tarea.

Hay que cambiar la cultura de estudiantes de grado«receptores de información» a la de estudiantes de grado«inquisidores del saber y el conocimiento», un escenarioen definitiva en el que profesores y alumnos compartanla apasionante aventura del descubrimiento.

Es preciso disponer de un marco donde se premie elinterés por descubrir lo nuevo, de forma que cada una delas materias de un programa de grado debería ser unaocasión de proporcionar una oportunidad para que losestudiantes se superen a través de métodos basados en eldescubrimiento. Se trata de logar un equilibrio razonablecon la mirada puesta en el ideal de Humboldt en el na-cimiento de la universidad moderna.

4. ENSEÑANZA Y APRENDIZAJE

Enseñanza puede significar dos cosas completamen-te diferentes. En primer lugar, puede simplemente signi-ficar presentar información, de forma que si doy unaclase sobre un determinado tema yo puedo decir queenseño independientemente de que alguien haya apren-dido. El segundo significado de enseñanza es ayudar aalguien a aprender. De acuerdo con este significado —queyo personalmente acepto— si doy una clase sobre algo ylos estudiantes no aprenden, yo no he enseñado.

El enfoque tradicional de «enseñar un curso» implí-citamente utiliza el primer significado. Preparo un pro-grama, explicitando los temas que planifico que voy acubrir, expongo los temas en clase y por esta tarea megano mi sueldo como profesor. No importa cuántos es-tudiantes aprenden, si he explicado el programa he he-cho mi trabajo.

El enfoque alternativo, en el que se fundamenta mu-chas de las ideas del proceso de Bolonia, se suele denomi-nar a veces educación basada en resultados. En lugar dedefinir un curso simplemente escribiendo un programa,se intenta precisar con tanto detalle como sea posible losconocimientos, habilidades y actitudes que deseamos queadquieran nuestros estudiantes cuando finalice el curso.Cuando enseñamos el curso debemos intentar presentar yexplicar el conocimiento especificado, proporcionar ejerci-cios prácticos y realimentación a lo largo del curso y ofre-cer ayudas y modelos para las actitudes que consideramosque son importantes que nuestros estudiantes adopten.

Incluso si cubrimos el programa en su totalidad, sinuestros estudiantes no aprenden lo que pensamos quedeberían aprender deberíamos aceptar que hemos falladoen nuestra tarea.


8 E. Boyer, Scholarship reconsidered: Priorities of the professoriate,Princeton, NJ, Princeton University Press (1990).

Las estrategias principales que hay que emplear paraseguir este enfoque son:

1. Escribir unos objetivos de aprendizaje claros yusarlos para estructurar los cursos que enseñamos.

2. Utilizar el espectro de estilos de aprendizaje queemplean los estudiantes cuando enseñamos.

3. Emplear un aprendizaje cooperativo y activo.

4.1. Objetivos del aprendizaje

Los objetivos del aprendizaje deben formularse a travésde sentencias explícitas de lo que los estudiantes deberíanser capaces de hacer si realmente han aprendido algo.

Un objetivo de aprendizaje tiene dos partes: un pre-dicado, que dice cuando el estudiante debería ser capazde realizar una acción especificada, seguida por la acciónpropiamente dicha. Objetivos de aprendizaje típicos seexpresan de la forma siguiente: «Cuando hayas termina-do el tema 5 deberías ser capaz de ….» La frase que sigueal predicado debe empezar con un verbo que refleje unaacción observable, tales como: «explicar», «calcular»,«probar», «derivar», «diseñar» u «optimizar» y tendría queser una sentencia clara de lo que se espera que el estu-diante sea capaz de hacer. Verbos como: «conocer»,«aprender», «comprender» y «apreciar» no se deberíanusar —esas acciones no son observables directamente.

Aunque los objetivos reales que perseguimos sonque nuestros alumnos conozcan y comprendan el conte-nido del curso, la única forma que tenemos de asegurar-lo es observando cómo hacen algo que demuestre suconocimiento o comprensión. Por ejemplo, se puede de-cir que el objetivo es que comprendan la ecuación de es-tado de un gas ideal y la pregunta es entonces ¿cómo sa-bemos que realmente lo comprenden? La respuestapodría ser «si les doy algunas temperaturas y presionesde un gas ideal y les pido que calculen el correspon-diente volumen específico». En este sencillo ejemplo ésees el objetivo de aprendizaje.

Una razón de escribir objetivos de aprendizaje es dar alos estudiantes «benchmarks» contra los cuales puedan ve-rificar su comprensión. Cuanto más explícitos seamos endar estos objetivos, especialmente aquellos que requierende altos niveles de pensamiento crítico y creativo, másprobable es que los estudiantes lo alcancen.

4.2. Estilos de aprendizaje

Los estilos de aprendizaje son las diferentes formasque los estudiantes característicamente adoptan para pro-

cesar nueva información. Los estudiantes funcionan conuna panoplia de estrategias en las situaciones de apren-dizaje. Algunos prefieren tratar con información concre-ta —hechos, observaciones, datos experimentales— y otrosse encuentran más cómodos con conceptos abstractos ymodelos matemáticos. Algunos retienen más de la infor-mación visual (figuras, diagramas, gráficas) que de la in-formación estrictamente verbal (palabra hablada o escri-ta) y otros progresan mejor de forma inversa.

Si enseñamos a nuestros estudiantes de una maneraque entra fuertemente en conflicto con su estilo deaprendizaje, con seguridad no aprenderán mucho. Des-graciadamente estos desajustes son bastante comunesentre la forma que la mayoría de los profesores de cien-cias e ingeniería enseñan y los estilos de aprendizaje dela mayoría de sus estudiantes.

Un ejemplo muy común de esta situación es que lamayoría de los estudiantes son «aprendices visuales» y laforma en que presentamos la información en nuestrasexplicaciones es en su mayor parte de naturaleza verbal.Utilizamos solo la palabra cuando damos clase y esen-cialmente texto y fórmulas matemáticas en la pizarra,en las trasparencias y en los libros de texto.

Otro problema es que nuestros estudiantes apren-den de una forma activa y obtienen su mayor grado deasimilación cuando hacen algo —resuelven problemas omantienen intercambios de ideas con otros—. Sin em-bargo, la mayor parte de la enseñanza en nuestras uni-versidades sigue un formato de clase magistral. Los cur-sos basados en los laboratorios son excepciones notables.Para el aprendizaje activo, sentarse pasivamente horatras hora mirando a los profesores dar una clase es unagran pérdida de tiempo.

Quizás el desajuste más serio en los cursos de cien-cias e ingeniería a nivel de grado surgen del hecho deque la mayoría de los estudiantes aprenden por un estiloque podríamos llamar «aprendizaje sensorial». Se en-cuentran incómodos si no pueden ver conexiones entrelo que se les enseña y el «mundo real». Desgraciada-mente para ellos, la mayoría de los profesores de cienciase ingeniería enseñan de una forma, con la que se en-cuentran confortablemente asentados en materias de tipoteórico-abstractas, que opera en su contra y en favorde un tipo de «aprendizaje intuitivo».

Ya desde el primer año de carrera universitaria, en-seguida introducimos a nuestros alumnos en técnicasmatemáticas fundamentales, principios científicos bási-cos, teorías moleculares, etc., y hacemos que esperen al-



gunos años para presentarles las aplicaciones de estasabstracciones.

No es difícil inferir de este cuadro que aquellos es-tudiantes a los que se les trata de enseñar de una formaque entra en conflicto con su estilo natural de aprendi-zaje encontrarán pocos incentivos en la enseñanza uni-versitaria. Es como si el profesor les estuviese enseñandoen una lengua extranjera que ellos desconocen por loque rápidamente se desconectan y de ahí a desalentarsey fallar en los exámenes solo hay un paso. No resultapues sorprendente que las investigaciones de naturalezaempírica que se han llevado a cabo muestren que aque-llos estudiantes a los que se les enseña casi enteramenteutilizando estilos de aprendizaje que no están en sintoníacon su estilo preferido no aprenden tanto como aquellosestudiantes en los que sí concuerda.

5. CONCLUSIÓN

La buena actividad docente no tiene el reconoci-miento social otorgado a la buena actividad investiga-dora. Si no, compárese el tamizado producido por lasevaluaciones de los sexenios de investigación con la to-tal indiferenciación resultante del «café para todos» enla asignación de los quinquenios docentes. Es injusto ydesalentador para quien cuida su docencia con mimo yle dedica una parte sustancial de su tiempo. Estoy con-vencido de que algún día no muy lejano una sociedadsensible y crítica, como aspiro que sea la nuestra con lacalidad docente, condenará este desprecio por la do-cencia.

El ex Rector de la Universidad de Harvard y desta-cado educador estadounidense Derek Bok hacía al dejarsu mandato, en la década de los 90, unas interesantes re-flexiones en Science sobre cómo las universidades debíanrecuperar la confianza de la sociedad americana. DecíaBok: «A pesar de que la calidad de la docencia ha mejo-rado, que la oferta de cursos es mucho más amplia y va-riada que en el pasado, que hay muchas más conferen-cias, etc., hay ahora más críticas que hubo antaño. ¿Aqué se deben?» Para Bok, la razón está en que en las

universidades se ha dejado de considerar prioritaria laeducación a nivel de grado. Hoy el prestigio social deuna universidad viene a través de la fama de sus profe-sores como investigadores; a ver quién se atreve a decira un famoso investigador recién contratado que tieneque dedicar más tiempo a la enseñanza. Para que acepteel puesto casi siempre hay que garantizarle que su cargadocente será ligera. ¿Por qué mejora claramente el nivelde investigación de una generación a otra y no el de ladocencia?

He aquí un problema que el mundo académico debecorregir de inmediato para acallar las justas críticas querecibe del contribuyente. Hay que impartir una educa-ción superior adecuada a las grandes metas a que aspiranlos alumnos y esto no debe ser en absoluto una tarea se-cundaria de la Universidad.

En un sentido similar se pronunció la prestigiosarevista Nature hace algunos años en su manifiesto «ForBritish Science». Entre otras cosas afirma lo siguiente: «laexperiencia común demuestra la falsedad de que todoslos buenos profesores deben ser también investigadoresactivos y prestigiosos. Es típico que los buenos Departa-mentos incluyan un puñado de gente interesada más enla docencia que en la investigación, y matiza: «pero unDepartamento con éxito docente debe transmitir tambiéna sus alumnos una visión de primera mano de las fron-teras de su tema. Ningún departamento universitario im-portante con docencia en ciencia y tecnología debe ca-recer de investigación».

Sería deseable que nuestros alumnos recordasen anuestra Universidad como lo hace John Updike con lasuya: «Cinco años en Harvard fueron suficientes. Aún mequedaba mucho por aprender, pero se me había inculca-do la liberadora idea de que ahora podría aprender porcuenta propia».

Sebastián Dormido BencomoDpto. de Informática y Automática

E.T.S. de Ingeniería Informá[email protected]

��



SAN ALBERTO MAGNO 2009

IX CONCURSO DE FOTOGRAFÍACIENTÍFICA

El Jurado para la concesión de los premios del IXConcurso de Fotografía Científica, estuvo constituidopor las siguientes personas:

— D. Víctor Fairén Le Lay, Decano de la Facultad deCiencias.

— D. José Carlos Antoranz Callejo, Representantedel PDI.

— D.ª M.ª Rosario Planelló Carro, Representante delPDI.

— D. Juan Pedro Sánchez Femández, Representantedel PAS.

— D. Gerardo Ojeda Castañeda, Director Técnico delCEMAV.

— D. Bernardo Gómez García, Realizador del Dpto.de TV y Vídeo del CEMAV.

Se presentaron cuarenta y ocho fotografías al con-curso. El fallo del Jurado se hizo público durante el actoacadémico de celebración del patrón de la Facultad el 15de noviembre, y fue el siguiente:

PRIMER PREMIO:

D.ª AURORA MARTÍNEZ DE CASTILLA, por su foto-grafía titulada: «Creciendo sin mamá».

Descripción: Un golpe de viento infortunado nos ofrece lafantástica oportunidad de observar directamente el espec-táculo secreto que se oculta bajo una cáscara: el creci-miento de un pollo de gaviota. El increíble invento delhuevo permite a las aves crecer separadas de su mamá.Dentro del huevo, al embrión no le falta de nada paracrecer. El intenso color amarillo del vitelo nos da una ideade su alto contenido nutritivo. A la derecha vemos restosde la clara, convertida en la vesícula amniótica que, ade-más de satisfacer las necesidades de agua y albúmina, seencarga del reciclaje, haciendo de reservorio de los des-echos nitrogenados producidos por el metabolismo delembrión, que podrán ingerirse nuevamente. El pico todavíano es necesario para comer. La arteria umbilical y las venastransportan continuamente todo el alimento directamenteal estómago. Tampoco hace falta abrir el pico para respirar.La membrana coroidea que apenas se adivina rodeandotodo el embrión, es el pulmón que oxigena los finos capi-lares que se hacen invisibles. La gran misión del pico es lade romper la cáscara, y por eso vemos en la punta unaprotuberancia blanquecina, conocida como «el diamante»,que desaparecerá a los pocos días de nacer. Por desgracia,esta vez ese momento no podremos contemplarlo…

SEGUNDO PREMIO (ex aequo):

D. SANTIAGO REIG REDONDO por su fotografía ti-tulada: «6 ojos mejor que uno».Descripción: En las ricas playas de Maputo (Mozambi-que), el cangrejo arenícola aprovecha la bajada de marea

��

��


para salir a pastar algas y otros invertebrados todavíamás diminutos que ellos mismos. Veinte gramos escasosde peso no les convierten en majar suculento, pero susrápidos movimientos atraen la atención de multitud degaviotas y pequeños limícolos. Su supervivencia depen-de de la rapidez en enterrar su frágil cuerpo de apenas 2cm. Sólo se aventuran a salir de la arena si el riesgo escompartido y manteniendo una perfecta sincronizacióncon el resto de individuos del grupo. Perder de vista a uncompañero en plena alerta puede significar un retrasomortal, refugiarse a tiempo bajo la arena protectora…

Características técnicas:Cámara Nikon D80, 1/320 sec f/11 ISO 160, objetivo 18-135 mm, luz naturalTécnica: Fotografía digital con ajustes básicos

SEGUNDO PREMIO (ex aequo):

D. ALBERTO RODRÍGUEZ VIDAL, por su fotografíatitulada: «El despegue del abejaruco».

Descripción: Para la obtención de esta toma del abeja-ruco alzando el vuelo, fue necesario, en primer lugar,buscar zonas frecuentadas por los mismos. En este caso,se tuvo la suerte de encontrar un área de nidificación. Alestar en zona protegida, hubo que solicitar los permisospertinentes para poder realizar la actividad fotográfica endicha zona. Una vez obtenidos, se estudió el terrenopara ubicar el hide lo más cerca posible de los nidospero sin perturbar su actividad diaria. El equipo usadopara la fotografía del abejaruco fue: un hide, cámaraCanon 40 D, objetivo 100-400 L y trípode.

Para esta fotografía se tuvo que estar cuatro horas ymedia haciendo casi 500 fotografías en el interior del

hide a primeros de junio, soportando un calor impor-tante ya que se plantó el hide en un claro.

Los EXIF`S son:— Velocidad: 1/3000 segundos— Apertura: 5,6— Medición Puntual— ISO 400— AF: AI Servo— Distancia focal: 400 mm— Formato RAWLa fotografía ha sido revelada digitalmente con el

Digital Photo Professional (DPP). Con el CS4 se ha satu-rado ligeramente amarillos, azules y rojos, así como eli-minado una ramita que estaba tapando una pata del avey parte del cuerpo.

TERCER PREMIO:

D. ISRAEL DURÁN PINEL, por su fotografía titulada:«La lucha por la vida».

Descripción: La fotografía está tomada en el Parque Na-cional de Tortuguero, situado en la zona noroeste deCosta Rica, a orillas del mar Caribe, con una cámaraSony Alfa 200 y no ha sido manipulada digitalmente.

En ella podemos observar el momento en el que unatortuga verde (Chelomia mydas – Carl Von Linné, 1758)llega a la orilla del mar momentos después de su naci-miento. Los especimenes adultos pueden llegar a medirhasta 1,5 metros de longitud y llegan a pesar más de 230kg. Es la única especie herbívora entre las tortugas ma-rinas y se alimenta de pastos marinos y algas. Debido aesta dieta, sus reservas de grasa son de color verde, deallí su nombre. Se distribuyen en océanos y mares de to-das las regiones tropicales del mundo y, esporádicamen-te, en zonas subtropicales. En la actualidad existe una



tendencia positiva al crecimiento en la población; sinembargo, aún se mantiene el consumo de carne, grasa yla cosecha ilegal de huevos en el Caribe. Según la ListaRoja (de Especies Amenazadas de la Unión Internacionalpara la Conservación de la Naturaleza y los RecursosNaturales) se encuentra en peligro de extinción.

Respecto al desove, dichas tortugas deben salir atierra para soltar sus huevos, ya que éstos no están adap-tados a la vida bajo el agua. Por otra parte, el cuerpo delas tortugas marinas no está adaptado para la vida en latierra, por lo que las tortugas son lentas y vulnerablescuando salen a las playas. Así, generalmente anidan porlas noches cuando existe menor peligro. Cuando es tiem-po para que la hembra adulta anide, ésta migra a la pla-ya donde nació. Sobre cómo llegan a localizar este lugar,no he llegado a obtener ninguna explicación científica(según los guías del parque natural, las pequeñas tortu-gas se impregnan del olor y la química de la arena ydespués buscarán de nuevo esta playa, guiadas por elolor de dicha arena, para poner sus primeros huevos)pero seguiré documentándome. Al llegar, se desplazahasta encontrarse fuera del alcance de la marea alta.Aquí, con sus aletas posteriores, forma una profundacavidad en la arena (de hasta un metro de profundi-dad), donde deposita de cien a doscientos huevos y pos-teriormente los cubre con arena y regresa al mar. Unasola hembra puede anidar hasta 12 veces (pero general-mente lo hace entre 3 y 6 veces) durante una sola tem-porada de anidación. Una vez terminada esta temporada,regresa a su zona de alimentación, que puede encontrar-se a miles de kilómetros de distancia. Repite esta migra-ción cada 2 a 5 años por el resto de su vida.

La incubación de los huevos generalmente dura de50 a 80 días, según las condiciones ambientales. La tem-peratura de la arena determina si las tortugas a nacer se-rán machos o hembras. Temperaturas bajas generalmen-te producen machos y temperaturas más altas, hembras.Los huevos son porosos, dejando pasar tanto vapor deagua como oxígeno y dejando salir el dióxido de carbo-no eliminado por el embrión. Este intercambio obvia-mente depende del estado de la playa. Si los huevos soncolocados en una playa con bajos niveles de oxígeno(como por ejemplo, donde existe gran cantidad de resi-duos), es improbable que sobrevivan los embriones.

Después de la incubación, las tortuguillas usan undiente especializado en la punta de su nariz para romperla cáscara del huevo. Este diente desaparece poco des-pués de la explosión. Una vez liberadas de su cáscara, lastortuguillas se mueven en grupo hacia la superficie (enun efecto llamado «protocooperación»). Antes de emergerde la arena, las tortuguillas descansan bajo la superficiehasta que la arena se enfría (señalando la llegada de lanoche). Luego, emergen en grupo y se apresuran rápida-mente hacia el mar. Según las gentes del lugar, es bas-tante difícil observar un nacimiento de tortugas en di-recto, pero nosotros tuvimos esa gran suerte.

Los «recién nacidos» se orientan hacia la luz más fuer-te que encuentran, que en condiciones naturales, es elhorizonte. Si en la playa en la que se encuentran existenmuchas luces artificiales, es común que las pequeñas tor-tugas se desorienten, se desplacen hacia el lado contrario ynunca lleguen al agua. El esfuerzo en conjunto que reali-zan las tortuguillas para salir del nido y llegar al agua in-crementa sus probabilidades de supervivencia. Para llegaral mar, las tortuguillas deben llegar a la orilla antes de seratacadas por los buitres, cuervos (bastante abundantes enesa zona) e incluso por los cangrejos, que intentarán de-vorarlas. Emerger de los nidos en la noche las protege demuchos de estos predadores. Por otro lado, obstáculos enla playa como troncos, basura, botes, huellas de vehículoso hasta pisadas de una persona, pueden generar grandesbarreras e impedir que las pequeñas tortugas lleguen a sudestino. Fue una experiencia inolvidable el poder ayudar aque llegaran todas vivas al agua, evitando que se las co-mieran o que se desorientaran por el camino. Eso sí, sintocarlas para no contaminarlas. Los machos que llegan almar nunca regresarán a tierra. Las hembras, en cambio,regresarán muchas veces para depositar sus huevos. Apartir de ahí, las crías de las tortugas verdes vivirán en elocéano y las juveniles y adultas, en arrecifes de coral yentre pastos marinos. Su vida ha comenzado.

El Consejo de Redacción de 100cias@uned felicita alos ganadores. Estas fotografías, junto con todas las pre-miadas en ediciones anteriores, decoran los pasillos de laFacultad de Ciencias.

��


INFORMACIÓN DE LOSDEPARTAMENTOS

DEPARTAMENTO DE FÍSICADE LOS MATERIALES

Cuatro profesores de nuestro Departamento ocupancargos de gestión en nuestra Universidad:

— Joaquín Summers Gámez, Director del Curso deAcceso para mayores de 25 años, desde marzo de2006,

— Amalia Williart Torres, Vicedecana de Ciencias Fí-sicas de la Facultad de Ciencias, desde octubre de2005,

— Manuel Pancorbo Castro, Secretario de la Facul-tad de Ciencias, desde octubre de 2006, y

— M.ª del Mar Montoya Lirola, Coordinadora delTítulo de Grado en Física, desde marzo de 2009.

CURSOS DE VERANO Y JORNADAS DE FIN DESEMANA

Algunos profesores del Departamento, como miem-bros del Grupo de Astronomía de la Facultad, han orga-nizado los siguientes cursos de verano y jornadas de finde semana:

— Curso de Verano «Introducción a la Astronomíadesde un lugar único: la isla de La Palma», cele-brado del 30 de junio al 4 de julio de 2009 en LaPalma, codirigido por la profesora Carmen Ca-rreras y el astrónomo David Galadí del CentroAstronómico Hispano Alemán-Observatorio deCalar Alto (Almería). Participaron como ponenteslos profesores del Departamento Manuel Yuste,Amalia Williart, Manuel Pancorbo, Mª del MarMontoya y Carmen Carreras. Otros profesores in-vitados fueron Ernesto Martínez, del Dpto. de Ma-temáticas Fundamentales y Director del Grupo deAstronomía de la Facultad de Ciencias de laUNED, Antonio San Blas Álvarez, Gerente de laReserva Mundial de la Biosfera La Palma, asícomo numerosos aficionados de las agrupacio-

nes locales que nos permitieron disfrutar del cielode la isla a través de sus telescopios, solo supera-bles por las instalaciones de los grandes observa-torios internacionales. En este curso no puede de-jarse de mencionar la magnífica visita a lasinstalaciones del Observatorio Astronómico delRoque de los Muchachos y la más que agradableexcursión por la isla, con almuerzo y música ca-naria incluidos, que subvencionó el Centro Aso-ciado para todos los participantes en el curso, es-tudiantes y profesores.

��

Figura 1. Carátula del Folleto del Curso“Introduccióna la Astronomía desde un lugar único: la isla de

La Palma», que se entrega a los participantescon todas las ponencias.

��



— Curso de Verano «La UNED y el Año Internacionalde la Astronomía. Curso de introducción a laCiencia Astronómica», celebrado del 13 al 17 dejulio de 2009 en El Barco de Ávila, codirigidopor los profesores M.a del Mar Montoya, de nues-tro departamento, y Ernesto Martínez, del Dpto.de Matemáticas Fundamentales. Actuaron comoponentes las profesoras del Departamento AmaliaWilliart, Carmen Carreras y M.a del Mar Montoya.Otros ponentes del curso fueron los profesoresEnrique Teso, José Antonio Bujalance y ErnestoMartínez, de la UNED, y los astrónomos SantosPedraz, de Calar Alto, Ana Ulla, de la Universidadde Vigo y Presidenta del Grupo Especializado deAstronomía y Astrofísica de la RSEF, y Rosa M.a

Ros, de la Universidad Politécnica de Cataluña. Enesta ocasión se inauguró la Exposición «El Uni-

verso para que lo descubras» (mayor informaciónpuede encontrarse en el apartado del Grupo deAstronomía, al final de esta misma sección).

— “II Jornadas de Introducción a la Astronomía», ce-lebradas entre los días 18 y 20 de septiembre de2009 en Arcos de las Salinas (Teruel). Las jorna-das fueron dirigidas por el profesor Manuel Yustey en ellas actuaron como ponentes los profesoresEnrique Teso, Manuel Pancorbo, Amalia Williart yJavier García Sanz de la Facultad de Ciencias dela UNED, David Galadí Enríquez del Centro As-tronómico Hispano Alemán de Calar Alto (Alme-ría) y Sebastián Francisco Sánchez Sánchez yMariano Moles Villamate del Centro de Estudiosde Física del Cosmos de Aragón (CEFCA). Duran-te las jornadas se visitaron las instalaciones deéste último centro astronómico en el Pico del Bui-tre en la Sierra de Javalambre. También se pudodisfrutar de la Exposición en el Centro Cultural deArcos de las Salinas.

��

Figura 2. Alumnos y profesores del Curso de Verano «Introducción ala Astronomía desde un lugar único: la isla de La Palma», visitando

las instalaciones del Observatorio Astronómico del Roque de losMuchachos (isla de La Palma).

Figura 3. Alumnos y profesores del Curso de Verano «La UNEDy el Año Internacional de la Astronomía. Curso de introducción

a la Ciencia Astronómica» en la sede de El Barco de Ávila.

Figura 4. Tríptico anunciador de las «II Jornadas deIntroducción a la Astronomía» en Arcos de las Salinas

(Teruel).

CURSOS DE FORMACIÓN CONTINUA

Dentro de los Cursos del Programa de Formacióndel Profesorado, la profesora M.ª Begoña de Luis Fer-nández dirige el curso «Introducción a la Astrofísica».

Dentro del Programa de Formación en el Área de laSalud, las profesoras María Shaw y Amalia Williart diri-gen el curso «Aspectos Físicos del uso de las Radiacionesen Medicina. Radioprotección».

PROYECTOS DE INVESTIGACIÓN

Durante el curso académico 2008-2009 continua-ron los siguientes Proyectos de Investigación:

— Estudio del daño por radiación producido porelectrones secundarios en sistemas biomoleculares,financiado por el Consejo de Seguridad Nuclear(Ref. 2004I/P00P/004, prorrogado hasta 2009) ycuya investigadora responsable ha sido la profe-sora María Shaw. Participa también en él la pro-fesora Amalia Williart.

— Estudio de procesos atómicos y moleculares conaplicaciones en el uso biomédico de radiaciones,del Programa Nacional de Física (Ref. FIS2009-10245), cuyo investigador principal es el Dr. Gus-tavo García Gómez-Tejedor, del Instituto de FísicaFundamental del CSIC. En él colabora tambiénla profesora Amalia Williart.

— Estructura y dinámica de Fluidos Complejos: pro-blemas de volumen y de interfase, del MEC (Ref.FIS2006-12281-C02-02), cuyo investigador prin-cipal es el profesor Miguel Ángel Rubio Álvarez,del Dpto. de Física Fundamental. En él colabora elprofesor Pablo Domínguez García de nuestro de-partamento.

— Materiales nanoestructurados de base polimérica:Fenómenos de interfase en relación con sus pro-piedades y aplicaciones avanzados, financiadopor el Consorcio entre Grupos de Investigación dela Comunidad de Madrid (Ref. S0505/MAT-0227),en el que participa Pablo Domínguez.

— MICRO-REOLOGÍA: Estructura y dinámica de sis-temas coloidales confinados, del Ministerio deCiencia e Innovación (Referencia FIS2009-14008-C02-02), cuyo investigador principal es el profe-sor Miguel Ángel Rubio, y en el que colabora Pa-blo Domínguez.

PROYECTOS DE INNOVACIÓN DOCENTE

Varios profesores del Departamento han participadoen la II convocatoria de Redes de Investigación para laInnovación Docente con los siguientes proyectos:

— La profesora Carreras coordinó la red de innova-ción docente «Una experiencia piloto: incorpora-ción de actividades e incentivos académicos en elCurso Virtual de la asignatura de Óptica» (códigonº 0903019).

— El profesor Juan Pedro Sánchez-Fernández coor-dinó la «Red de innovación docente para el de-sarrollo de simulaciones de prácticas en Easy Javay su incorporación en asignaturas de Ciencias Fí-sicas (plan actual y futuros grados) impartidaspor el Departamento de Física de los Materiales»(código nº 0903085), siendo integrantes de la redlos profesores Manuel Pancorbo, M.ª del MarMontoya y Pablo Domínguez.

— El profesor Manuel Pancorbo coordinó la red «Me-jora del curso virtual de Física (Ingeniería Técnicade Informática de Gestión) mediante la introduc-ción de la evaluación continua (código nº 62)».

COLABORACIÓN CON OTRAS ENTIDADES

El Departamento mantiene colaboraciones con otrasentidades, entre las que cabe destacar la RSEF y la Aso-ciación Ciencia en Acción:

X Concurso CIENCIA EN ACCIÓN celebrado del 25al 27 de septiembre de 2009 en el Parque de las Cienciasde Granada, participando como Jurado los profesoresdel Departamento Manuel Yuste y Carmen Carreras.

Por otra parte, en el marco de la colaboración con laFacultad de Física de la Universidad de La Habana, elprofesor Octavio Calzadilla Amaya, Catedrático de FísicaGeneral en esa universidad, ha pasado una estancia de 3


Figura 5. Vista general del Parque de las Ciencias de Granada, dondese celebró la X edición del concurso Ciencia en Acción.


meses en nuestro departamento, colaborando con losprofesores del Grupo de Óptica: Manuel Yuste, CarmenCarreras y Juan Pedro Sánchez-Fernández.

SEMINARIOS Y CONFERENCIAS

A lo largo de 2009 se impartieron las siguientesconferencias:

— Lo que sabemos del Universo, impartida el 25 de fe-brero por el Dr. D. Antonio Fernández-Rañada, Cate-drático de Electromagnetismo en la Facultad de Cien-cias Físicas de la Universidad Complutense de Madrid.

— La interferencia en películas delgadas para deter-minar las constantes ópticas de los materiales,impartida el 19 de junio por el Dr. D. OctavioCalzadilla Amaya, Catedrático de Física Aplicadaen la Universidad de La Habana (Cuba).

— Presentación del proyecto: Incorporación de me-didas reales al laboratorio virtual, impartida el 23de junio por el Dr. D. Octavio Calzadilla Amaya.

— Determinación de las incertidumbres en las medi-das experimentales. Propuesta de elaboración delmaterial a incorporar a los guiones de prácticas(presenciales y virtuales), impartida el 25 de juniode 2009 por el Dr. Octavio Calzadilla Amaya.

— Durante el Taller experimental de Óptica y deElectricidad y Óptica (julio, 2009), el profesorD. Octavio Calzadilla impartió a los alumnos lassiguientes conferencias:• Sistema internacional de unidades. Curiosida-

des de algunos patrones (6 de julio).• Procesamiento de datos en el laboratorio (7 de

julio).• Interferencias en películas delgadas. Aplica-

ciones, (8 de julio).— Presentación del laboratorio virtual de Óptica,

impartida el 9 de julio por D. Juan Pedro SánchezFernández, Profesor Asociado del Departamentode Física de los Materiales de la UNED.

— Teoría Vectorial del principio de Huygens, impartidael 18 de diciembre por el Dr. D. Luis Manuel Her-nández García, Profesor de Óptica en la Facultad deFísica de la Universidad de La Habana (Cuba).

Por otra parte, varios profesores del Departamentohan participado en actividades de divulgación, tanto enla Sede Central como en Centros Asociados, en el marcodel «Festival: Ciencia para la juventud en la UNED» (paramayor información ver la presentación del proyecto en elapartado anterior).

REUNIÓN ANUAL DE PROFESORES TUTORESDE LA SECCIÓN DE FÍSICA

Los Departamentos de Física Fundamental, Física delos Materiales y Física Matemática y de Fluidos organiza-ron conjuntamente la reunión anual de Profesores-Tutoresde la Sección de Físicas el 27 de noviembre en la Facultadde Ciencias, con el fin de coordinar las enseñanzas entrelos profesores-tutores de los Centros Asociados y los pro-fesores responsables de las asignaturas en la Sede Central.Como es habitual, además de las sesiones de trabajo, losparticipantes disfrutaron de un almuerzo en la Cafetería dela Facultad de Ciencias Económicas y Empresariales, en elque de manera más distendida comentaron sus opinionessobre el nuevo proceso de incorporación de todas las uni-versidades al llamado Plan Bolonia.

DIPLOMA DE ESTUDIOS AVANZADOS

Han tenido lugar los siguientes actos de defensa delDEA en el Departamento:

Título: Aplicaciones Geofísicas de la Ecuación de laDifusión

Autor: D. José Ramón Ruiz RodríguezTutor: D. José María Pérez CasasFecha de lectura: 23 de marzo de 2009Calificación: SobresalienteTribunal: Manuel Yuste Llandres, M.ª del Mar Mon-

toya Lirola y Margarita Chevalier del Río (UCM).

Título: Estados de intercara en uniones de nanotubosde carbono

Autor: D. Hernán Santos ExpósitoTutora: D.ª M.ª del Mar Montoya LirolaFecha de lectura: 8 de julio de 2009Calificación: SobresalienteTribunal: Manuel Yuste Llandres, M.ª del Mar

Montoya Lirola y Margarita Chevalier del Río (UCM).

TESIS DOCTORALES PRESENTADAS

Se ha defendido la siguiente tesis doctoral:«Espectroscopia alfa-beta-gamma con detectores

phoswich mediante discriminación digital de forma depulsos y su aplicación a la determinación de coinciden-cias», presentada por D. Roberto de la Fuente Álvarez, el 12de marzo de 2009, siendo Director de la tesis el Dr. D. Beni-to de Celis Carrillo, del Dpto. de Física Aplicada de la Uni-versidad de León, y tutora la Dra. D.ª Amalia Williart Torres.

Carmen Carreras BéjarSecretaria Docente

Carlos García GarcíaSecretario Administrativo

��



DEPARTAMENTO DE QUÍMICAINORGÁNICA Y QUÍMICA TÉCNICA

Cinco de nuestros profesores siguen ocupando car-gos de gestión, tanto en nuestra Facultad como en elRectorado:

— Coordinadora del Curso de Nivelación de conoci-mientos de ATS, dependiente del Vicerrectoradode Ordenación Académica: Socorro Coral CalvoBruzos, desde febrero de 2006.

— Secretaria del Curso de Acceso para mayores de25 años, dependiente del Vicerrectorado de Orde-nación Académica: Eloísa Ortega Cantero, desdeabril de 2006.

— Vicedecana de Ciencias Químicas de la Facultadde Ciencias: M.ª Luisa Rojas Cervantes, desde juliode 2006.

— Vicedecana de Ciencias Ambientales de la Facul-tad de Ciencias: Rosa M.ª Martín Aranda, desdejulio de 2006.

— Director del Centro Asociado de la UNED en Pa-lencia: Juan de Dios Casquero Ruiz, desde sep-tiembre de 2008.

El Departamento de Química Inorgánica y QuímicaTécnica ha llevado a cabo, durante el curso 2008-2009,las siguientes actividades docentes e investigadoras:

PARTICIPACIÓN DEL DEPARTAMENTO EN LAORGANIZACIÓN DE CURSOS

Dentro de los Cursos de Extensión Universitaria, el26 y 27 de enero de 2009, en la Sede de Plasencia, el De-partamento organizó el curso: «Obesidad y prevención:abordaje educativo y nutricional», dirigido por la profe-sora Socorro Coral Calvo Bruzos.

La profesora Calvo también dirigió dentro de losCursos de Verano de la UNED, del 6 al 8 de julio de2009, en la Sede de Plasencia, y con videoconferencias

en las Sedes de Baza (Granada), Palencia y Cáceres, elcurso: «Alimentación y calidad de vida en las personasmayores: un reto frente al siglo XXI». La impartición deeste Curso con «videoconferencias simultáneas» es unaexperiencia realizada por tercer año consecutivo en losCursos de Verano con una participación de 67 alumnosentre las tres Sedes.

En julio de 2009, el profesor Antonio J. LópezPeinado ha dirigido el Curso de Verano titulado «Cambioclimático: causas e impacto económico-social», celebradoen el Centro Penitenciario de Dueñas en Palencia.

INVESTIGACIÓN Y COLABORACIÓN CON OTRASINSTITUCIONES

Durante el curso académico 2008-2009, se continuael Proyecto de Investigación concedido el año anterior ti-tulado: «Desarrollo de un nuevo sistema de eliminaciónde compuestos tóxicos y corrosivos en aire generados endepuradoras de aguas residuales». Los organismos parti-cipantes en este Proyecto son: CIEMAT, ICP (CSIC), ICV(CSIC) y UNED. Este Proyecto, que empezó en 2006, tie-ne un periodo de ejecución de cuatro años. Los profeso-res de nuestro departamento que participan en el mismoson: M.ª Luisa Rojas (coordinadora del grupo de laUNED), Rosa M.ª Martín Aranda y Antonio J. López Pei-nado. Se ha prorrogado el contrato de investigación conla empresa Hynergreen Technologies. S.A., de acuerdocon el artículo 83 de la LOU.

SEMINARIOS Y CONFERENCIAS

En el pasado año se han impartido en nuestro De-partamento las siguientes conferencias:

— Structural and Morphological Control of NovelNanoporous Materials, impartida por el Dr. Aja-yan Vinu del International Center for MaterialsNanoarchitectonics, World Premier InternationalResearch Center, NIMS, Tsukuba, Japón, en elmes de julio.

— New Perspectives in Catalysis, impartida por elprofesor Jacques C. Védrine, del Laboratoire de

��

��



Physico-Chimie des Surfaces, Ecole Nationale Su-périeure de Chimie de Paris (ENSCP), Francia, enel mes de septiembre.

DIPLOMA DE ESTUDIOS AVANZADOSEN QUÍMICA INORGÁNICA

El 8 de mayo de 2009, con el tribunal compuesto porlos profesores: Antonio R. Guerrero Ruiz, Vicenta MuñozAndrés y Eduardo Ruiz Hitzky, y el 4 de diciembre de200, con el tribunal formado por: Antonio R. GuerreroRuiz, Eduardo Ruiz Hitzky y Ángel Maroto Valiente, sehan celebrado las convocatorias correspondientes al cur-so 2008/09 para la obtención del Diploma de EstudiosAvanzados, DEA. En mayo de 2009 expuso públicamen-te los contenidos de su Memoria docente e investigadoraun alumno y en diciembre de 2009 lo hicieron tres alum-nos, obteniendo los tres primeros la calificación de So-bresaliente y el último la calificación de Notable. A con-tinuación se detallan los alumnos, el titulo de lasMemorias y los directores de las mismas:

Licenciada: MARÍA SORIA SÁNCHEZTítulo: Oxidación de Fenol disuelto en agua con

catalizadores metálicos anclados en nanofibras de carbo-no.

Directores: A.R. Guerrero Ruiz y A. Maroto Valiente.Facultad de Ciencias, Sección de Químicas.Fecha: 8 de mayo 2009.

Licenciada: CRISTINA GUTIÉRREZ SÁNCHEZTítulo: Síntesis de cumarinas mediante reacción de

Pechmann y activación de zeolitas por ultrasonidosDirectores: R.M.ª Martín Aranda, A.J. López-Peinado

y J. Cejka.Facultad de Ciencias, Sección de Químicas.Fecha: 4 de diciembre 2009.

Licenciado: JORGE HURTADO DE MENDOZATítulo: Análisis de multirresiduos de compuestos se-

mivolátiles en especia azafrán, tras extracción con SBSEy análisis por deserción térmica (ATD) acoplada a cro-matografía de gases (GC) y espectrometría de masas(MS) en tandem.

Directores: R.M.ª Martín Aranda, M. Delgado Car-mona, L. Maggi.

Facultad de Ciencias, Sección de Químicas.Fecha: 4 de diciembre 2009.

Licenciada: M.ª LUISA CARMONA CARMONATítulo: Diseño y desarrollo de mezclas bituminosas

con polvo de neumáticos usados.Directores: R. M.ª Martín Aranda, A. J. López Peina-

do, C. J. Durán Valle.Facultad de Ciencias, Sección de Químicas.Fecha: 4 de diciembre 2009.

Antonio J. López PeinadoDpto. de Química Inorgánica

y Química Técnica

��



DEPARTAMENTO DE QUÍMICAORGÁNICA Y BIO-ORGÁNICA

SEMINARIO PARA PROFESORES TUTORES

Con objeto de establecer las directrices para una co-rrecta coordinación y desarrollo en las asignaturas res-ponsabilidad del Departamento en las titulaciones deCiencias Químicas y Ciencias Ambientales en el cursoacadémico 2008-2009, se organizó un Seminario para elprofesorado que ejerce la acción tutorial en los CentrosAsociados, en el mes de enero de 2009.

En dicho Seminario se presentó la Guía Didáctica dela asignatura «Biotecnología Aplicada al Medio Ambien-te», editada por la UNED, y elaborada por un equipomultidisciplinar de docentes del Departamento.

La elaboración de un documento de trabajo, reco-giendo las conclusiones generales sobre los diferentesaspectos tratados durante el seminario, ha sido de granutilidad a lo largo del curso, en particular en lo que serefiere a la superación con éxito por el estudiantado delas diferentes materias.

CONFERENCIANTES INVITADOS

El Dr. José Carlos Iglesias Sánchez, contratado post-doctoral con cargo al proyecto CTQ2007-62113, presentóel trabajo desarrollado durante su Tesis Doctoral en laUniversidad Autónoma de Madrid sobre «Canales ytransportadores de iones basados en estructuras aromá-ticas pre-organizadas», el 16 de febrero de 2009.

La Dra. Pilar Goya Laza, profesora de investigación ydirectora del Instituto de Química Médica del Centro deQuímica Orgánica Manuel Lora-Tamayo del Consejo Su-perior de Investigaciones Científicas impartió el 21 deabril de 2009 la siguiente conferencia: «Química y Fár-macos: un binomio imprescindible». Esta actividad seenmarca en el contexto del desarrollo de las prácticascorrespondientes a las asignaturas de Segundo Ciclo dela titulación de Ciencias Químicas en los laboratoriosdel Departamento en la Facultad de Ciencias.

El Profesor Dr. Raúl Mocelo Castell del Departamen-to de Química Orgánica de la Facultad de Química de laUniversidad de la Habana (Cuba) realizó una estancia enel Departamento, donde además de discutir con el per-sonal docente e investigador sobre actividades científicasde colaboración, impartió la conferencia «Trabajos re-cientes en el campo de la síntesis orgánica de heterociclosde cinco miembros con dos heteroátomos», el día 13 denoviembre de 2009.

��

Figura 2. Una imagen de la presentación «Química y Fármacos».

Figura 1. GuíaDidáctica deBiotecnologíaAplicada alMedio Ambiente.

��



COLABORACIONES Y PROYECTOS CON OTRASINSTITUCIONES

1. Proyecto de investigación en el Máster en Cienciay Tecnología Química (módulo Química Orgánica)Mediante la firma de un convenio entre la Universi-

dad de Barcelona y la UNED hasido posible la realización delproyecto titulado «Una nuevaaproximación a la síntesis en fasesólida de ciclopéptidos que con-tienen triptófano» por D.ª CristinaPulido Lozano.

El trabajo de investigación ha sido dirigido por el Dr.Don Ernesto Nicolás Galindo del Departamento de Quí-mica Orgánica de la Universidad de Barcelona y tutori-zado por la Dra. Dionisia Sanz del Castillo del Departa-

mento de Química Orgánica y Bio-Orgánica de la UNED.La exposición pública del mismo se realizó el 10 de juliode 2009.

El proyecto consistió en la síntesis en fase sólida dedos modelos de dipéptidos cíclicos (dicetopiperazinas,DKP), Brevianamida F y DKP Trp_Ala y en la prepara-ción adicional de espaciadores bifuncionales derivadosde 3,4-dihidro-2H-pirano.

Figura 6. Estructuras de los dipéptidos Brevianamida F y DKP Trp-Ala.

2. Diploma de Estudios Avanzados de QuímicaOrgánicaLa firma de un convenio de colaboración entre el

Departamento de Química Orgánica y Bio-Orgánica de laUNED y el Departamento de Química Orgánica del Insti-tut Químic de Sarrià, Universitat Ramon Llull, ha origi-nado un trabajo de investigación, con el título «Diseñode Inhibidores potenciales de VEGFR-2 mediante cribadovirtual con MOE», desarrollado por D. Jesús PlanesasGálvez bajo la dirección de los Dres. José I. Borrell yVioleta Pérez-Nueno y tutorizado por la Dra. Rosa M.ªClaramunt Vallespí, en el curso académico 2008-2009.

Para ello, se ha construido un modelo in silico pararealizar el cribado virtual de quimiotecas de moléculascandidatas a inhibir la proteína VEGFR-2 (Vascular En-dothelial Growth Factor Receptor), partiendo de molécu-las activas y de la estructura cristalográfica de dicho re-ceptor. Como herramienta de cálculo se ha utilizado el

��

Figura 5. D.ª Cristina Pulido Lozano.

Figura 3. La profesora Dra. Pilar Goya Laza (en el centro de la imagen) con su grupo de investigación.

Figura 4. El profesor Dr. Raúl Mocelo Castell con la profesoraDra. Pilar Cabildo Miranda.

software computacional MOE®2008.10 (Molecular Ope-rating Environment).

La defensa de las Memorias Docente e Investigadorapara la obtención del Diploma de Estudios Avanzados(DEA) en Química Orgánica, se realizó finalmente el 5 demarzo de 2010.

Tanto para el proyecto de investigación del Mástercomo para el DEA, actuó el Tribunal compuesto por lasProfesoras Dra. M.ª Jesús Ávila Rey, Dra. Rosa M.ª Cla-ramunt Vallespí y Dra. Concepción López García.

PARTICIPACIÓN EN PROYECTOS DEDIVULGACIÓN CIENTÍFICA

En el marco del «Festival: Ciencia para la Juventuden la UNED», nuestro departamento contribuyó con lassiguientes actividades:

— «Limpiando nuestro entorno con plan-tas», por la Dra. Consuelo EscolásticoLeón, para introducir los mecanismosde recuperación de suelos mediante lautilización de plantas y presentar dife-rentes técnicas de fitorremediación.

— «Las reacciones oscilantes. Ondas quí-micas», por las Dras. Marta Pérez To-rralba, M.ª Ángeles Farrán Morales yM.ª Ángeles García Fernández, que des-arrollaron una serie de experimentosdonde el color de una disolución cam-bia cíclicamente en función de la con-centración de las diferentes especiesquímicas que se forman o consumen enuna reacción química.

— «El Arte de la Joyería y la Química»,por la Dra. Soledad Esteban Santos,donde mediante una serie de imágenes ydiversos objetos, se presenta cómo elarte de la joyería se halla conectado aldesarrollo de la Química.

Estas actividades se realizaron tanto en la Facultadde Ciencias de Madrid como en diferentes Centros Aso-ciados (Valdepeñas, Lugo, Melilla, Cádiz,…), y su reper-cusión ha sido ampliamente reflejada en periódicos yotros medios de comunicación.

La profesora Soledad Esteban Santos participó ade-más en la Semana de la Ciencia en la Universidad deJaén con la conferencia «Química y Sociedad. Interéssocial de la Química a través de su Historia» en el mesde noviembre de 2009.


Figura 8. Las Dras. López, Claramunt y Ávila con Don Jesús Planesas.

Figura 7. Farmacóforo obtenido por análisis de interacciones proteína-ligando.

Figura 9. Las Doctoras participantes en el proyecto «Festival: Cienciapara la Juventud», de izquierda a derecha: Soledad Esteban Santos,Consuelo Escolástico León, Angeles Farrán Morales y M.ª Ángeles

García Fernández.


REDES DE INVESTIGACIÓN PARA LAINNOVACIÓN DOCENTE

Dentro de la III Convocatoria de Redes de Investiga-ción para la Innovación Docente: Proyectos Piloto parala Adaptación de la Docencia al Espacio Europeo de laUNED, el Departamento de Química Orgánica y Bio-Or-gánica, ha participado con el proyecto de investigación«Aprendizaje Activo a través de la Autoevaluación en losCursos Virtuales», aplicado a las asignaturas de Ecologíay Bases Químicas del Medio Ambiente.

El proyecto ha sido desarrollado por el profesoradode ambas asignaturas: Rosa M.ª Claramunt, M.ª PilarCabildo, Concepción López, Javier Pérez y Consuelo Es-colástico, esta última como Coordinadora. Y la colabo-ración del profesorado tutor: Antoni Almirall (CentroAsociado de Terrassa), en Ecología, Miguel Ángel Váz-quez (Centro Asociado de Baleares) y María del CarmenSanmartín (Centro Asociado de Pamplona), en BasesQuímicas del Medio Ambiente.

Los resultados satisfactorios del proyecto anterior,2007/2008, llevaron a plantear la prórroga del mismodurante el curso 2008/2009. La principal diferencia entreambos reside en la ampliación al conjunto de estudiantesmatriculados. Participaron, 273 (47% de matrícula) en elprimer cuatrimestre y 259 (44% de la matrícula) en el se-gundo cuatrimestre para Ecología. En el caso de la asig-natura cuatrimestral, Bases Químicas del Medio Am-biente, el número de participantes ha sido de 92 (14% dematrícula).

Los objetivos planteados fueron: i) aplicar un sistemade evaluación continua mediante el desarrollo de ejerciciosde autoevaluación formativa, y ii) implementar metodolo-gías de aprendizaje activo utilizando sistemas de autoeva-luación a través del Curso Virtual (plataforma WebCT).Para ello se han utilizado tres estrategias: i) ampliación dela base de datos de preguntas, iniciada el curso 2007-2008, ii) diseño y elaboración de pruebas de respuesta ob-jetiva (test de autoevaluación, verdadero/falso y opciónmúltiple), trabajos en grupo y otras actividades y iii) reali-zación de informes y tratamiento de los datos obtenidos.

A modo de ejemplo, en las figuras 10 y 11 se mues-tran los datos de los resultados (%) del total de los 583estudiantes matriculados en la asignatura de Ecología.

Los avances y resultados del proyecto del curso2007/2008, junto con la difusión del proyecto actual,2008/2009, se presentaron en las II Jornadas de Investi-gación en Innovación Docente en la Universidad Nacio-nal de Educación a Distancia (UNED). Implantación deGrados en el EEES (2009) y en las III Jornadas Interna-cionales de la Universidad Politécnica de Madrid (UPM)sobre Innovación Educativa y Convergencia Europea(2009), además de en Canal UNED y otros medios dedivulgación científica.

Rosa M.ª Claramunt VallespíDirectora

Consuelo Escolástico LeónSecretaria Docente del Departamento

��

Figura 10. Porcentaje de presentados y resultados (%) obtenidos porlos estudiantes PRESENTADOS, (no participantes a la izquierda en

negro y participantes en el Proyecto a la derecha en rojo) en laPrimera Prueba Presencial de la asignatura de Ecología

(convocatoria de febrero).

Figura 11. Porcentaje de presentados y resultados(%) obtenidos por los estudiantes PRESENTADOS, (no participantesa la izquierda en negro y participantes en el Proyecto a la derecha

en rojo) en la Segunda Prueba Presencial de la asignaturade Ecología (convocatoria de junio).


RESÚMENES DE TESIS DOCTORALES

Desde finales del año 2008 hasta el momento de ce-rrar el presente número de 100cias@uned se han defen-dido las Tesis Doctorales que se indican a continuación,agrupadas por Secciones. Al final de dicha relación seadjuntan los resúmenes de las mismas que nos han en-viado sus correspondientes autores, ordenados por fechade lectura.

SECCIÓN DE FÍSICAS

• D.ª Silvia Palero Monllor: «Estudio Teórico-Experi-mental de la Transferencia de Calor en AbsorbedoresSolares Volumétricos: Estados Críticos».DIRECTORES: D. Manuel Romero Álvarez y D. JoséLuís Castillo Gimeno.DEPARTAMENTO: Física Matemática y de Fluidos.CALIFICACIÓN: Sobresaliente cum laude por unani-midad.FECHA DE LECTURA: 12 de diciembre de 2008.

• D. Roberto de la Fuente Álvarez: «EspectroscopíaAlfa-Beta-Gamma con Detectores Phoswich MedianteDiscriminación Digital de Forma de Pulsos y su Apli-cación a la Determinación de Coincidencias».DIRECTOR: D. Benito Celis Carrillo.TUTORA: Amalia Williart Torres.DEPARTAMENTO: Física de los Materiales.CALIFICACIÓN: Sobresaliente cum laude por unani-midad.FECHA DE LECTURA: 12 de marzo de 2009.

• Dª Carmen Hijón de Miguel: «La Teoría del Granu-lado y su Aplicación a Sistemas Moleculares Com-plejos».DIRECTOR: D. Pep Español Garrigós.CODIRECTOR: D. Rafael Delgado Buscalioni.DEPARTAMENTO: Física Fundamental.CALIFICACIÓN: Sobresaliente cum laude por unani-midad.FECHA DE LECTURA: 9 de diciembre de 2009.

• D. Adolfo Gonzalo Vázquez Quesada: «Micro-Reolo-gía Computación».DIRECTOR: D. Pep Español Garrigós.DEPARTAMENTO: Física Fundamental.CALIFICACIÓN: Sobresaliente cum laude por unani-midad.FECHA DE LECTURA: 18 de febrero de 2010.

• D. Óscar Sotolongo Grau: «Ister, Nuevo Índice Onco-lógico que Optimiza los Tratamientos Radioterápicos ysus Implicaciones en la Planificación de Servicios deOncología Radioterápica».DIRECTOR: D. J. Carlos Antoranz Callejo.CODIRECTOR: D. Daniel Rodríguez Pérez.DEPARTAMENTO: Física Matemática y de Fluidos.CALIFICACIÓN: Sobresaliente cum laude por unani-midad.FECHA DE LECTURA: 23 de febrero de 2010.

SECCIÓN DE QUÍMICAS

• D. Francisco Rafael García García: «Producción deHidrógeno por Descomposición de Amoniaco: Diseñode Nuevos Catalizadores Basados en Rutenio, Estudiode los Mecanismos de Reacción en Superficie y Apli-cación en un Reactor Membrana».DIRECTORES: D.ª Inmaculada Rodríguez Ramos y D.Antonio R. Guerrero Ruiz.DEPARTAMENTO: Química Inorgánica y Química Téc-nica,CALIFICACIÓN: Sobresaliente cum laude por unani-midad.FECHA DE LECTURA: 12 de diciembre de 2008.

• D. Amirhossein Ahmadi: «Estudio por Simulación dela Compatibilidad de Mezclas de Polímeros».DIRECTOR: D. Juan José Freire GómezDEPARTAMENTO: Ciencias y Técnicas FisicoquímicasCALIFICACIÓN: Sobresaliente cum laude por unani-midad.FECHA DE LECTURA: 19 de diciembre de 2008.

��

��



• D.ª Gema Paniagua González: «Desarrollo de NuevosSensores Fluorescentes con Reconocimiento Selectivopara la Determinación de Digoxina y su Aplicación aMuestras de Suero Humano».DIRECTORES: D.ª Pilar Fernández Hernando y D. J.Senén Durand Alegría.DEPARTAMENTO: Ciencias Analíticas.CALIFICACIÓN: Sobresaliente cum laude por unani-midadFECHA DE LECTURA: 2 de julio de 2009

• D.ª Zuzana Jurasekova: «Espectroscopías Ópticas so-bre Superficies Metálicas Nanoestructuradas Aplicadasal Estudio de Flavonoides: Pigmentos Amarillos deInterés en el Patrimonio Histórico Cultural».DIRECTORES: D. José Vicente García Ramos y D. San-tiago Sánchez Cortés.

DEPARTAMENTO: Ciencias y Técnicas Fisicoquímicas.CALIFICACIÓN: Sobresaliente cum laude por unani-midad.FECHA DE LECTURA: 29 de septiembre de 2009

• D. Javier Carretero González: «Efecto de la Nanoarci-lla en la Estructura y Dinámica del Caucho Natural».DIRECTOR: D. Miguel Ángel López ManchadoTUTORA: Vicenta Muñoz AndrésDEPARTAMENTO: Química Inorgánica y QuímicaTécnica.CALIFICACIÓN: Sobresaliente cum laude.FECHA DE LECTURA: 14 de diciembre de 2009.

M.ª Teresa Miguel SalazarPersonal de la Administración y Servicios

Sección: Atención al Estudiante

��



Producción de hidrógeno pordescomposición de amoniaco: diseño denuevos catalizadores basados en rutenio,estudio de los mecanismos de reacciónen su superficie y aplicación en unreactor membrana

D. Francisco Rafael García García. AutorD. Antonio Guerrero Ruiz y

D.a Inmaculada Rodríguez Ramos. DirectoresDepartamento de Química Inorgánica y Química Técnica

Fecha de lectura: 12 de diciembre de 2009Calificación: Sobresaliente cum laude por unanimidad

Mención Doctorado Europeo

Hoy en día, la clara relación que existe entre energía(producción, transporte y consumo) y contaminación at-mosférica pone en evidencia la necesidad de utilizarvectores energéticos limpios. Los nuevos vectores ener-géticos hacen posible el desarrollo de las actuales políti-cas medioambientales, reduciendo o eliminando la emi-sión de gases con efecto invernadero a la atmósfera. Eneste escenario, dos tecnologías están atrayendo la aten-ción de la opinión pública y del sector privado: el H2

como vector energético y las pilas de combustible comosistemas eficaces para la producción de energía eléctrica.Sin embargo, la aplicación del H2 como vector energéti-co pasa por el desarrollo de nuevos métodos para su al-macenamiento y transporte. En este sentido, las propie-dades físicas del NH3 (líquido a temperatura ambiente ybajas presiones) y su alta densidad energética (17% enpeso de H2) hacen posible el uso de éste como moléculaalmacén de H2. Por otro lado, esta molécula presenta laventaja de que su descomposición genera corrientes li-bres de COX: NH3 → N2 + H2.

El objetivo de esta Tesis Doctoral ha sido estudiar ladescomposición catalítica del NH3 desde tres puntos devista. En primer lugar, se realizó una investigación en laque se midió la actividad catalítica, en un reactor catalí-

tico convencional (RCC), de los diferentes catalizadoressoportados seleccionados. Una vez estudiadas y definidaslas propiedades químico-físicas que determinan una ma-yor actividad catalítica, se evaluó el efecto de un reactorcatalítico multifuncional de membrana (RCMM) en laconversión del amoniaco y en la selectividad hacia hi-drógeno. Por último se estudiaron los mecanismos de lareacción en superficie, utilizando técnicas «in situ».

DISEÑO Y SÍNTESIS DE NUEVOSCATALIZADORES SOPORTADOS:

La optimización de los actuales catalizadores sopor-tados, empleados en la descomposición catalítica delNH3, requiere de la síntesis de nuevos materiales quepuedan ser empleados con soportes, del crecimiento cris-talino controlado de las fases activas y de un conoci-miento profundo de la acción promotora de los dopantesutilizados.

De acuerdo con la bibliografía los materiales em-pleados como soporte, en la descomposición catalíticadel NH3, deben de ser; básicos, conductores de la electri-cidad, con un área superficial elevada que facilite la dis-persión de la fase activa y estables en la condiciones dereacción. En este sentido, los materiales carbonosos em-pleados en este trabajo se adaptan perfectamente: grafi-tos de alta superficie (comerciales), carbones activos (co-merciales), nanotubos de carbono (producidos en elGrupo de Diseño Molecular de Catalizadores Heterogé-neos [GDMCH] de la UNED-ICP/CSIC) y nanotubos decarbono dopados con N (GDMCH). Los nanotubos decarbono y los nanotubos de carbono dopados con N seobtuvieron respectivamente por descomposición catalíti-ca de C2H2 o C2H2/NH3 en un reactor de lecho fluidizado,utilizando un catalizador de Fe/SiO2. La Figura 1 muestralos nanotubos de carbono después de haber sido purifi-cados con distintos tratamientos ácidos. Por otro lado, labasidad, conductividad eléctrica y grafitización de los so-portes se incrementó después de tratarlos a alta tempe-ratura en atmósfera inerte. Todos los soportes empleadosen este trabajo fueron caracterizados por TEM, HRTEM,BET-N2-77K, TPD y TPO.

��

��



Es bien sabido que el Ru es uno de los metales másactivos en la descomposición catalítica del NH3, por loque se eligió como fase activa de los distintos cataliza-dores soportados empleados en este trabajo. Los catali-zadores de Ru se prepararon por impregnación a hume-dad incipiente de los diferentes soportes con unadisolución acuosa de Ru(NO)(NO3). El control del tamaño,la forma y la distribución de la partícula metálica du-rante la síntesis de los catalizadores y su interaccióncon los diferentes soportes han sido uno de los principa-les retos estudiados en esta Tesis Doctoral. La Figura 2muestra cómo las caras de la partícula de Ru cambian enfunción del tamaño de la misma.

Por otro lado, es ampliamente aceptado que la desor-ción asociativa de los átomos de N para formar N2 es laetapa limitante en la descomposición catalítica del NH3 yque la transferencia electrónica desde elementos electro-positivos hacia la fase activa disminuye la energía de ac-tivación de la formación de N2. De acuerdo con lo ante-

rior, se determinó estudiar el efecto promotor del Na enla actividad catalítica de los catalizadores. Los cataliza-dores de Ru promovidos con Na se prepararon por im-pregnación a humedad incipiente sucesiva de los catali-zadores de Ru con una disolución acuosa de NaOH.Todos los catalizadores empleados en este trabajo fueroncaracterizados por XPS, TPR y quimisorción de CO.

Por último, las medidas de actividad catalítica sellevaron a cabo en un RCC. El principal objetivo en estaparte del trabajo fue estudiar diferentes factores queafectan la actividad catalítica: soporte, tratamiento tér-mico aplicado al soporte, tamaño de partícula de Ru y lapresencia del promotor Na. Además, en las instalaciones«European Synchrotron Radiation Facility - ID24» deGrenoble, se estudió por Quick-XANES la evolución delas partículas de Ru durante la descomposición catalíticadel NH3. La Figura 3 muestra el efecto del tratamientotérmico y de la adición de N sobre los nanotubos decarbono en la reacción de descomposición de NH3.

��

Figura 1. Imágenes TEM de los nanotubosde carbono, empleados como soportes decatalizadores, obtenidos por descomposicióncatalítica de C2H2: (A) Purificados con HF;(B) Purificados con HF + NNO3.[F.R. García-García et al., Catalysis Today,133–135, 815–821 (2008).]

Figura 2. Diferentes etapas del crecimiento de una partícula de Ru. [F.R. García-García et al., Topics in Catálisis, 52, 758-764 (2009).]

DESARROLLO DE UN REACTOR CATALÍTICOMULTIFUNCIONAL DE MEMBRANA (RCMM)

El RCMM empleado en este trabajo integra en unamisma unidad, un reactor catalítico y una membrana dePd altamente selectiva al H2. Este reactor ofrece signifi-cativas ventajas sobre los métodos de producción de H2

existentes, ya que puede trabajar a temperaturas signifi-cativamente más bajas y/o usar menos cantidad de cata-lizador que los reactores catalíticos convencionales. Porotro lado, combina en una sola etapa el proceso de gene-ración y separación del H2. Esto es posible debido a la al-tísima selectividad de la capa de Pd, que hace posible quesolo el H2 producido durante la descomposición del NH3

atraviese la membrana de Pd. En esta parte del trabajotambién se han estudiados los efectos de la temperatura ydel gas de arrastre sobre la permeabilidad del H2 a travésde la capa de Pd. La Figura 4 muestra el aspecto de unade las membranas de Pd utilizadas en la descomposicióncatalítica del NH3, después de 100 h de reacción.

Las membranas de Pd se depositaron sobre soportestubulares de acero inoxidable poroso, por electroless pla-ting deposition en el «department of chemistry enginee-ring» de «Worcester Polytechnic Institute» (EE.UU.). Todaslas membranas empleadas en este trabajo fueron carac-terizadas midiendo su permeabilidad a H2, He y NH3 adistintas temperaturas y presiones transmembrana.

ESTUDIO DE LOS MECANISMOS DE LAREACCIÓN EN SUPERFICIE

En el último capítulo de esta Tesis Doctoral se recurrió alas dos técnicas para estudiar los mecanismos de reacción

en superficie sobre los distintos catalizadores: Análisis Tem-poral de Productos (TAP) e Intercambio Isotópico H2/D2.

Los experimentos TAP se llevaron a cabo en los la-boratorios del «Centre for the Theory and Application ofCatalysts« de la «Queen University of Belfast» (UK). Estosexperimentos han hecho posible estudiar las diferenciasen los mecanismos de reacción entre los catalizadores deRu e Ir, tal y como se muestra en la Figura 5. Además, seevaluó el efecto del tratamiento térmico aplicado sobrelos soportes y del promotor alcalino en el mecanismo dereacción.

Por último, los experimentos desarrollados en el«Equipe Catalyse par les Métaux /LACCO» del CNRS-Université de Poitiers (Francia), además de informarnossobre la naturaleza de las partículas metálicas de Ruhan proporcionado información muy útil sobre el pro-bable comportamiento del H2 durante la descomposi-ción del NH3, lo que hace posible proponer un mecanis-mo probable para desorción asociativa de los átomos deH para formar H2.


Figura 3. Conversiónobtenida en un RCCdurante la reacción dedescomposición del NH3

para los catalizadores:(● ) RuCNTs-0, (■)RuCNTs-N, (◆) RuCNTs-1y (▼) RuCNTs-2. [R. García-García et al.Carbon, 48, 267-276(2010).]

Figura.4. Imágenes SEM de una de las membranas de Pd empleadasen la reacción de descomposición de NH3, después de 100 h dereacción: (a) corte transversal, (b) plano basal y (c) capa de Pd. [F.R.García-García et al., Catalysis Comunications, 9, 482-486 (2008).]

Figura.5. Esquema de las reacciones superficiales, durante la reacciónde descomposición de NH3, sobre una partícula de Ru y sobre una

partícula de Ir. [F.R. García-García et al., Journal of Catálisis, in press.]



Desarrollo de nuevos sensores fluorescentes con reconocimiento selectivopara la determinación de digoxina y su apli-cación a muestras de suero humano

Gema Paniagua González. AutoraDres. J. Senén Durand Alegría y

Pilar Fernández Hernando.Directores Departamento de Ciencias Analíticas

Fecha de lectura: 2 de julio de 2009Calificación: Sobresaliente cum laude por unanimidad

La digoxina es un fármaco muy utilizado en el tra-tamiento de las enfermedades cardiovasculares. Entresus efectos beneficiosos destaca el aumento de la fuerzade contracción del músculo del corazón, a la vez quedisminuye la frecuencia cardiaca. Sin embargo, su toxi-cidad puede ser grave si se administra fuera del estrechointervalo terapéutico que presenta (0,5-2,0 mg l-1).

La determinación de digoxina en fluidos biológicos,dentro de sus límites terapéuticos, requiere métodos ana-líticos rápidos, selectivos y capaces de evitar falsos posi-tivos que pueden producirse debido a las interferenciaspor parte de algunos compuestos. Los métodos por exce-lencia para su determinación son los inmunológicos,siendo la tendencia general la comercialización de kits deinmunoensayos para estos compuestos de interés clínico.Sin embargo, la mayoría de este tipo de dispositivos noestán pensados para el análisis en continuo; además, setrata de ensayos irreversibles, o en el caso de que operende forma reversible presentan el problema de la falta deregenerabilidad y reutilización del sensor; en general,su coste es elevado. Todo ello ha conducido al estudio ydesarrollo de nuevas metodologías analíticas que debe-rán ser lo suficientemente sencillas, rápidas y asequiblesdesde el punto de vista económico para hacer factible ladeterminación rutinaria de dicho compuesto dentro de sumargen terapéutico de aplicación de forma sensible, se-lectiva y con la mínima manipulación.

El trabajo de investigación realizado en esta TesisDoctoral supone una contribución a la Química Analíti-ca y Clínica, centrándose en el estudio de nuevas meto-

dologías de desarrollo de sensores químicos para la de-terminación de los niveles séricos de digoxina, permi-tiendo el control y mantenimiento de la dosis adecuada.Los sensores desarrollados suponen una alternativa alos métodos existentes, en cuanto a reducción de tiempode análisis, determinación en continuo, simplicidad deprocedimiento, costes, y mayor sensibilidad.

El trabajo llevado a cabo se divide fundamental-mente en cinco partes. La investigación desarrollada sepresenta exponiendo una serie de trabajos publicadosen revistas científicas indexadas:

1. La primera parte consiste en el desarrollo de uninmunosensor químico fluorescente en flujo ba-sado en el empleo de bio-receptores moleculares(anticuerpos) para la determinación de digoxinaen muestras de suero humano. “Permanently ori-ented antibody immobilization for digoxin deter-mination with a flow-through fluoroimmunosen-sor”. Analytical and Bioanalytical Chemistry, 375,1020-1023 (2003). (Fig. 1).

2. La segunda parte engloba estudios dirigidos a laobtención de un receptor molecular selectivo sin-tético, mediante la síntesis y evaluación analítica devarios polímeros de impresión molecular (MIPs) parael analito digoxina, con el objeto de ser aplicadosen el desarrollo de un sensor polimérico. “A mor-phological study of molecularly imprinted polymersusing the scanning electron microscope”. AnalyticaChimica Acta, 557, 179-183 (2006). (Fig. 2).

3. A partir del polímero cuyas condiciones se hanseleccionado como óptimas en los estudios ante-

��

Figura 1.

��


riores se desarrolló un sensor en flujo. El empleode este receptor molecular sintético (MIP) permi-te la monitorización y determinación de digoxina,de forma sensible y selectiva, en muestras séricasde pacientes tratados con dicho compuesto. «De-termination of digoxin in serum samples using aflow-through fluorosensor based on a molecularlyimprinted polymer». Biosensors & Bioelectronics,23, 1754-1758 (2008).

4. Como conclusión a los trabajos anteriores, en loque podemos decir constituye la cuarta parte deltrabajo, se realiza un estudio comparativo entrelos dos fluorosensores desarrollados mediante am-bos tipos de receptores, donde se analizan y com-paran las características analíticas, así como lasventajas y desventajas existentes entre ellos. Estu-dio de la posibilidad del uso de polímeros de im-presión molecular como alternativa a la tradicionalutilización de receptores biológicos. «A MIP-basedflow-through fluoroimmunosensor as an alternativeto immunosensors for the determination of digoxinin serum samples». Analytical and BioanalyticalChemistry, 394, 963-970 (2009).

5. La última parte de la investigación, recogida en elúltimo artículo publicado, se orienta a la síntesisde una membrana receptora polimérica (clorurode polivinilo, con el MIP para digoxina seleccio-nado de trabajos anteriores), con la que se de sa-rrolla un dispositivo sensor que permita su futuraaplicación al diseño de un kit o dispositivo diag-nóstico para ser utilizado en la determinación dedigoxina en el análisis de rutina de laboratorio deforma rápida y sencilla en muestras de suero hu-mano. «An optical sensor for the determination ofdigoxin in serum samples based on a molecularlyimprinted polymer membrane». Analytica Chimi-ca Acta, 638, 209-212 (2009). (Fig. 3).

En las condiciones óptimas de trabajo, los tres senso-res desarrollados fueron muy selectivos, comprobándoseen cada caso mediante estudios de reactividad cruzada, lano existencia de interferencias por parte de varios com-puestos, como digitoxina y otros fármacos de estructurasimilar a la digoxina que podían interferir en las determi-naciones. Además, fueron aplicados con éxito al análisisde muestras de suero humano procedentes de pacientes delHospital de Puerta de Hierro tratados con este fármaco. Enel caso de los sensores poliméricos, bien usando directa-mente el MIP en partículas (LDD = 1,7 ´ 10-2 mg l-1), o unaconformación de éste en membrana (LDD = 3,17 ´ 10-2 mgl-1), se alcanzaron límites de detección por debajo del lí-mite inferior de concentración del intervalo terapéutico(0,5-2 mg l-1) en el que este analito se suministra.

Los fundamentos y desarrollos derivados de estaTesis Doctoral pueden servir como base de otras futurasinvestigaciones y para ampliar el conocimiento científi-co en este área. Así, podría ser posible la extrapolaciónde los métodos desarrollados a otros analitos. Además,el MIP desarrollado para digoxina ofrece un gran po-tencial de aplicación, no solo como fase sensora, sinocomo fase sólida para la extracción y limpieza de esteanalito en muestras orgánicas, en las que el interés delanálisis vaya encaminado a la determinación de otro/sanalito/s.

��

Figura 2.

Figura 3.

�� Nuestra Facultad36

�� 37 Nuestra Facultad��

SEMINARIOS, REUNIONESCIENTÍFICAS Y CURSOS DE VERANO

CICLO DE CONFERENCIAS:

Dpto. de Ciencias Analíticas29 de abril

El Departamento del Ciencias Analíticas ha organi-zado una sesión de conferencias que tuvo lugar en elSalón de Actos de la Facultad de Ciencias el 29 de abril,en el marco de los cursos:

— Aguas potables para consumo humano Gestión ycontrol de calidad, y

— Calidad del aire y control de la contaminaciónatmosférica.

Las conferencias impartidas y los ponentes fueronlos siguientes:

— «Contaminación atmosférica por partículas ensuspensión en la Comunidad de Madrid», porel Dr. Pedro Salvador Martínez, Investigador delDpto. de Medio Ambiente del CIEMAT.

— «Gestión de un abastecimiento de aguas pota-bles: gestión de sequías», por D. Ricardo Gonzá-lez Igualada, Ingeniero Técnico de Obras Públicasdel Canal de Isabel II.

Dpto. de Física Fundamental11-14 y 18-22 de mayo

En el marco del Programa Interuniversitario de Doc-torado FÍSICA DE SISTEMAS COMPLEJOS, que tieneuna Mención de Calidad del Ministerio de Educacióndesde el curso 2003-04 ininterrumpidamente hasta 2008-09, el Departamento de Física Fundamental ha organi-zado los ciclos de conferencias indicados más abajo a lolargo del mes de mayo.

Ciclo 1: An introduction to large eddy simulation ofturbulent flowFechas: 13 y 14 de mayo

Programa:1. INTRODUCTION TO COMPUTATIONAL FLUID

MECHANICS1.1. What is CFD?1.2. Possibilities and limitations of Numerical Me-

thods.1.3. Properties of Numerical Solution Methods.1.4. Major Discretization Approaches: Finite dif-

ference, Finite volume, Finite element.2. INTRODUCTION TO TURBULENCE

2.1. The nature of turbulent flows.2.2. The study of turbulent flows.2.3. The scales of turbulent motion.

3. LARGE-EDDY SIMULATION3.1. Introduction.3.2. Filtering.3.3. Filtered conservation equations.3.4. The Smagorinsky and related models.3.5. LES in wavenumber space.

— Triad interactions.— The spectral energy balance.— The spectral eddy viscosity.

3.6. Further residual-stress models.— The dynamic model.— Transport-equations models.— Implicit numerical filters.— Near-wall treatment.— Very Large Eddy simulation.

3.7. Final perspectives.Todas ellas fueron impartidas en inglés por el Dr.

Eric Serre, del Departamento de Modélisation et Simu-lation Numérique en Mécanique & Génie des Procédésdel CNRS/Universités Aix-Marsella I, II & III (Francia).

Ciclo 2: Hydrodynamic Instabilities, Turbulence andGeophysical ApplicationsFechas: 11, 12, 13, 14, 18, 19, 20, 21 y 22 de mayoPrograma:

1. Basic conservation laws for mass, momentumand energy, kinematics of deformation. Stresstensor, Euler equations and basic theorems ofBernoulli, Helmholtz and Kelvin, Navier-Stokesequations.

��


2. Surface waves, internal waves, Rayleigh-Taylorinstability, seiches, hydraulic jumps.

3. Shear flow instabilities, Squire’s theorem, criteriaof Rayleigh and Fjortoft, Orr-Sommerfeld prob-lem, Kelvin-Helmholtz instability.

4. Dynamics of rotating systems, Proudman-Taylortheorem, Rossby waves, inertial waves, Ekmanboundary layers, spin-up problem.

5. Boussinesq approximation and linear theories of ther-mal convection in rotating and magnetic systems.

6. Baroclinic instabilities, doubly diffusive instabili-ties, general circulation of the atmosphere.

7. The dynamo problem: Generation of planetarymagnetism by convection.

8. Comparison of energy stability and linear stabili-ty, application to the Taylor-Couette problem.

9. Nonlinear evolution of instabilities, pattern se-lections and sequences of bifurcations.

10. Statistical theory of turbulence, Kolmogorov cas-cade, structure functions, the problem of inter-mittency.

Todas ellas fueron impartidas también en inglés porel Prof. Friedrich H. Busse, de la Universidad de Bay-reuth (Alemania).

En ambos casos, la entrada fue libre para todos losinteresados en los temas, matriculados o no en el pro-grama de doctorado.

XX CURSOS DE VERANO 2009

22 de junio - 19 de septiembre

Entre el 22 de junio y el 19 de septiembre de 2009tuvo lugar la XX edición de los Cursos de Verano de laUNED, lugar de encuentro de profesores, profesores-tu-tores, alumnos de la UNED y público interesado en al-guna de las temáticas de actualidad, ya sea académica,cultural o científica.

Los profesores de la Facultad de Ciencias participanen cada edición con un buen número de Cursos, quesuelen tener muy buena acogida y son posteriormentebien valorados por los participantes en ellos. En estaedición, los cursos y directores de los mismos fueron:

1. Obesidad infantil y prevención: Abordaje edu-cativo y nutricional (Centro Asociado de Les IllesBalears, del 29 de junio al 1 de julio, el curso seimpartió por videoconferencia en las sedes de losCentros Asociados de Mallorca, Menorca e Ibiza).Directora del curso: S. Coral Calvo Bruzos (Dpto.de Química Inorgánica y Química Técnica).

2. Actualizaciones en cáncer: Aspectos clínicos yde investigación básica (Centro Asociado de Pla-sencia, del 29 de junio al 1 de julio). Directora delcurso: Consuelo Boticario Boticario (Dpto. deCiencias Analíticas).

3. Introducción a la Astronomía desde un lugarúnico: La isla de La Palma (Centro Asociado deSanta Cruz de la Palma, del 30 de junio al 4 dejulio). Directores del curso: Carmen Carreras Bé-jar (Dpto. de Física de los Materiales) y DavidGaladí Enríquez (Centro Astronómico HispanoAlemán Observatorio de Calar Alto, Almería).

4. Visión actual sobre drogas (Centro Asociado deLes Illes Balears, del 2 al 4 de julio, el curso se im-partió por videoconferencia en las sedes de losCentros Asociados de Mallorca, Menorca e Ibiza).Directora del curso: M.ª del Pilar Cabildo Miran-da (Dpto. de Química Orgánica y Bio-Orgánica).

5. Alimentación y calidad de vida en las personasmayores: Un reto frente al siglo XXI (CentroAsociado de Plasencia, del 6 al 8 de julio, el cur-so se impartió por videoconferencia en las sedesde los Centros Asociados de Baza (Granada) yPalencia). Directora del curso: S. Coral CalvoBruzos (Dpto. de Química Inorgánica y QuímicaTécnica).

6. Cáncer y sus causas: Mecanismos molecularesque gobiernan el cáncer y el envejecimiento(Centro Asociado de Plasencia, del 6 al 8 de julio).Directora del curso: Consuelo Boticario Boticario(Dpto. de Ciencias Analíticas).

7. Geoquímica y contaminación de agua y suelo(Centro Asociado de Plasencia, del 8 al 10 de ju-lio). Director del curso: Antonio Zapardiel Pa-lenzuela (Dpto. de Ciencias Analíticas).



8. La UNED y el año internacional de la Astro-nomía. Curso de introducción a la ciencia as-tronómica (Centro Asociado de Ávila, Sede deEl Barco de Ávila, del 13 al 17 de julio). Direc-tores del curso: M.ª del Mar Montoya Lirola(Dpto. Física de los Materiales y Ernesto MartínezGarcía (Dpto. de Matemáticas Fundamentales).

9. Aplicaciones de hoy y mañana de la teledetec-ción (Centro Asociado de Mérida, del 15 al 17de julio). Director del curso: J. Carlos AntoranzCallejo (Dpto. Física Matemática y de Fluidos).

10. La proyección sociocultural de los dinosau-rios: Cuando la paleontología produce mons-truos (Centro Asociado de Cuenca, del 20 al 22de julio). Director del curso: Francisco OrtegaColoma (Dpto. Física Matemática y de Fluidos).

M.ª Teresa Miguel SalazarPersonal de la Administración y Servicios

Sección: Atención al Estudiante

CURSO:

LOS DELITOS RELACIONADOSCON EL MEDIO AMBIENTE

10-13 de noviembre de 2009

Un año más, la Facultad deCiencias ha organizado, en colabo-ración con el Instituto Universita-rio de Seguridad Interior (IUISI,http://www.iuisi.es/index.php), uncurso exclusivamente dedicado a losagentes de la Guardia Civil (Sepro-na). Este año el curso ha tratado elestudio de los delitos relacionadoscon el medio ambiente. Entre los días10 y 13 de noviembre de 2009, trein-ta guardias civiles de toda Españahan asistido a las conferencias im-partidas.

A la inauguración del curso asis-tieron el General Gabella, de la Guar-dia Civil, la profesora Consuelo Ma-queda, Directora del IUISI, el profesorVíctor Fairén, Decano de la Facultadde Ciencias, y D. Rafael Fernández

Valverde, Magistrado del Tribunal Supremo. El curso hasido coordinado por el Teniente de la Guardia Civil D.Benigno Martín García y la profesora Rosa M.ª MartínAranda, Vicedecana de Ciencias Ambientales de nuestraFacultad.

El objetivo de estos cursos es acercar el mundo aca-démico y universitario a la importante labor de los agen-tes del Seprona, al mismo tiempo que poner en comúnlos distintos casos a los que los agentes se enfrentandía a día en su labor de protección del medio ambiente.Para ello, han participado como profesores del cursotanto fiscales, magistrados, mandos de la jefatura delSeprona y profesores de universidad. Los ponentes quehan participado en esta edición de 2009 son:

— D. Rafael Fernández Valverde, Magistrado delTribunal Supremo, que presentó una ponenciasobre los delitos sobre la ordenación del territorioy el patrimonio histórico.

— D. José Joaquín Pérez de Gregorio, Fiscal Coor-dinador Delegado de Medio Ambiente y Urbanis-mo del TSJC de Barcelona, que abordó la temáti-ca de los delitos contra los recursos naturales y elmedio ambiente.

— D. Jorge Moradell Ávila, Fiscal Delegado de Me-dio Ambiente y Urbanismo de Teruel, que pre-sentó una ponencia sobre los delitos relativos a laordenación del territorio y la protección del pa-

��

Figura 1. Agentes investigando cebos envenenados.


trimonio histórico y del medio ambiente, anali-zando los diferentes tipos y normativa adminis-trativa.

— D.ª M.ª Dolores Serrano, profesora de la Facultadde Derecho de la UNED, que trató los delitos rela-tivos a la protección de la flora, la fauna y losanimales domésticos.

— D.ª Blanca Lozano Cutanda, profesora de la Uni-versidad del País Vasco, que analizó la articula-ción entre el Derecho Penal y sancionador admi-nistrativo en la persecución de los ilícitos.

— D. Benigno Martín García, de la jefatura del Se-prona, dedicó su conferencia a los aspectos poli-ciales prácticos.

Y, finalmente, la conferencia de clausura fue presen-tada por D. Antonio Vercher Noguera, Fiscal de Sala Co-ordinador de Medio Ambiente y Urbanismo, que trató deforma global e integradora la labor del Ministerio Fiscalante estos delitos.

Todas las ponencias dedicaron una importante partede su tiempo al estudio de casos prácticos, permitiendo alos asistentes establecer un debate para el intercambio deideas y la resolución de casos.

Finalmente, la clausura y entrega de diplomas estu-vo presidida por la Vicerrectora Adjunta de Investiga-ción, D.ª Pilar Fernández Hernando, profesora de nuestraFacultad, y por D. Antonio Vercher.

Desde estas líneas, los coordinadores del curso y laFacultad de Ciencias desean agradecer a todos los profe-sores participantes, a la Directora del IUISI y a la GuardiaCivil la generosidad a la hora de colaborar con nuestrauniversidad en el desarrollo de estos cursos.

Benigno Martín Garcíay Rosa M.ª Martín Aranda

Coordinadores del curso

��

Figura 2. Agentes patrullando.


PREMIOS Y DISTINCIONES APROFESORES DE LA FACULTADDE CIENCIAS

MEJOR TRABAJO DE INNOVACIÓNDOCENTE PRESENTADO EN LA XV REU-NIÓN DE LA SOCIEDAD ESPAÑOLADE QUÍMICA ANALÍTICA (SEQA)

San Sebastián, 19-21 de julio

Los profesores Rosa M.ª Garcinuño, Pilar Fernán-dez, Alejandrina Gallego y J. Senén Durand, del Dpto. deCiencias Analíticas de nuestra Facultad, han recibido el

Premio de la Sociedad Española de Química Analítica(SEQA) al trabajo de innovación docente: Estrategias in-novadoras en un entorno virtual para el estudio de la«Toxicología Analítica». Aprendizaje colaborativo y Con-vergencia de medios.

La Toxicología Analítica es uno de los campos fun-damentales de la Toxicología, pues en cualquiera de susramas se utilizan los métodos de análisis químico, entreotros. La asignatura Toxicología Analítica está englobadaen el Máster en Ciencia y Tecnología Química de laUNED (Módulo I. Química Analítica) y se imparte en elDpto. de Ciencias Analíticas de la Facultad de Cienciasdesde el curso académico 2008/2009.

��

��


X CIENCIA EN ACCIÓN

MENCIÓN DE HONOR EN TRABAJOSDE DIVULGACIÓN CIENTÍFICAEN SOPORTES ADECUADOS

Granada, 25-27 de septiembre

Mujeres en las Estrellas, serie de 8 programas reali-zados por la Televisión Educativa de la UNED, siendo co-ordinadoras del proyecto Josefa Masegosa Gallego, delInstituto de Astrofísica de Andalucía (Granada), y Car-men Carreras Béjar, de la Facultad de Ciencias de laUNED, ha recibido una Mención de Honor en Trabajos deDivulgación Científica en Soportes Adecuados, en la Xedición del Concurso Ciencia en Acción que se celebróen el Parque de la Ciencias de Granada del 25 al 27 deseptiembre. El premio fue concedido por presentar enun atractivo formato televisivo, el papel fundamental,aunque frecuentemente olvidado por la historia, que lasmujeres científicas han tenido en el desarrollo de la As-tronomía y la Astrofísica, resaltando sus descubrimientosy comentándolos a través de entrevistas con investiga-doras actuales.

Recomendamos a los interesados en esta serie quelean la colaboración que han realizado sus responsablesal final de este apartado.

PREMIOS DEL CONSEJO SOCIALDE LA UNED

CONVOCATORIA 2008

El Consejo Social y la Fundación de laUNED entregaron sus premios anuales enla ceremonia tradicional de Navidad, cele-brada el 17 de diciembre de 2009 y presidi-da por los señores: Juan A. Gimeno, Rectorde la UNED, César Alierta, Presidente delConsejo Social, y Jesús Martín Cordero, Pre-sidente de la Fundación UNED.

A continuación indicamos las modali-dades en las que en esta convocatoria pro-fesores y alumnos de la Facultad de Cien-cias han sido premiados.

PREMIOS A «MATERIALES DIDÁCTICOS»,“UNIDAD DIDÁCTICA DE NUEVA EDICIÓN»Y “PROYECTOS DE INNOVACIÓN DOCENTE»

Accésit al Premio «Mejor Unidad Didáctica de nuevaedición»:

Este premio está dotado con 3.000 euros: «Recicladoy Tratamientos de Residuos», del que son autores los si-guientes profesores: Dionisia Sanz, Soledad Esteban, Pi-lar Cornago, M.ª del Pilar Cabildo, M.ª Dolores SantaMaría, Concepción López, Rosa M.ª Claramunt, Con-suelo Escolástico, Marta Pérez, Pilar Cabildo, Javier Pé-rez, M.ª Ángeles García y M.ª Ángeles Farrán (ISBN:9788436255041).


Portada del libro «Recicladoy Tratamientos de Residuos».

De izquierda a derecha, los profesores Consuelo Escolástico, M.ª Ángeles Farrán, Javier Pérez,M.ª Ángeles García, Marta Pérez y Dolores Santa María, recogiendo el premio.


PREMIOS «FIN DE CARRERA»Y “CURSO ACADÉMICO»

PREMIOS «FIN DE CARRERA»

En Ciencias Matemáticas: D. Luis Juan Utrera Moli-na, del Centro Asociado de Sevilla.

PREMIOS «CURSO ACADÉMICO»:

En la Facultad de Ciencias, Sección de Física:D. Eliot Hijano Cubelos, del Centro Asociado de Pam-plona.

A todos ellos el Consejo de Redacción les felicitapor los reconocimientos recibidos.

��

D. Eliot Hijano Cubelos recibiendo el Premio «Curso Académico» 2009.

D. Luis Juan Utrera Molina recibiendo el Premio «Fin de Carrera» 2009.


SERIE DE LA TELEVISIÓN EDUCATIVADE LA UNED:

“MUJERES EN LAS ESTRELLAS»

LOS ANTECEDENTES

Con motivo del AÑO INTERNACIONAL DE LA AS-TRONOMÍA (AIA 2009) se creó en España, y en muchosotros países, equipos de trabajo para realizar proyectos entorno a algunos temas que supusieran acercar a la pobla-ción distintos aspectos relacionados con la Astronomía yla Astrofísica. Así, bajo el nombre de Ella es una Astró-noma se creó un equipo interdisciplinar que tenía porobjeto poner en evidencia el papel desarrollado por lasastrónomas españolas en el desarrollo de esta rama de laCiencia. Por la cantidad y calidad de los proyectos reali-zados es de justicia incluir el nombre de todas ellas:

— FRANCESCA FIGUERAS SIÑOL, astrónoma, pro-fesora titular del departamento de Astronomía dela Universidad de Barcelona, coordinadora de«Ella es una Astrónoma»

— JOSEFINA LING, astrónoma, profesora titular deAstronomía y Astrofísica en la Universidad deSantiago.

— BELEN LÓPEZ MARTÍ, astrónoma, investigadoradel Centro de Astrobiología del CSIC-INTA.

— ADRIANA KICZKOWSKI, socióloga, consultora degénero.

— ISABEL MÁRQUEZ PÉREZ, astrónoma, investiga-dora científica en el Instituto de Astrofísica deAndalucía del CSIC (Granada).

— JOSEFA MASEGOSA GALLEGO, astrónoma, in-vestigadora científica en el Instituto de Astrofísi-ca de Andalucía del CSIC (Granada).

— EULALIA PÉREZ SEDEÑO, filósofa e historiadorade la ciencia, profesora de investigación en elCentro de Ciencias Humanas y Sociales del CSIC.

— BLANCA THROUGHTON LUQUE, profesora deinstituto, presidenta de la sociedad malagueña deAstronomía.

— MONSERRAT VILLAR MARTÍN, astrónoma, cien-tífica titular en el Instituto de Astrofísica de An-dalucía del CSIC (Granada).

Entre las muchas actividades que este grupo plani-ficaron estaba el realizar una mesa redonda con lasmás representativas, desde las más mayores hasta lasmás jóvenes, las que han trabajado en universidades,formando a muchas generaciones de astrónomos, y lasque han desarrollado su labor en observatorios astro-nómicos nacionales o internacionales… Pensaron quela televisión educativa de la UNED era un medio idó-neo para llegar a todos los hogares españoles, a travésde su espacio en la 2 de TVE, y allende nuestras fron-teras, a través del Canal Internacional, y acudieron anosotros. De esta manera surgió una colaboración entrela UNED y el equipo Ella es una Astrónoma. La Direc-tora de la televisión educativa de la UNED, que desdeel primer momento se entusiasmó con el proyecto, nosanimó a desestimar la idea inicial de una mesa redonday realizar una serie que recogiera la actividad profe-sional de dichas mujeres en sus centros de trabajo, loque suponía buscar financiación para los desplaza-mientos de los técnicos del equipo a los diferentes ob-servatorios.

El poder realizar una serie de siete u ocho reporta-jes para TVE sobre las astrónomas españolas que a lolargo de varias décadas han contribuido al desarrollo dela Astronomía en nuestro país hizo que todas ellas de-cidieran buscar la financiación donde fuera necesario.Y así lo hicieron, consiguiendo una Acción Comple-mentaria del Ministerio de Ciencia e Innovación y unproyecto de la FECYT y el apoyo económico del Obser-vatorio de Calar Alto, del Instituto de Astrofísica de Ca-narias y del Instituto de Astrofísica de Andalucía, queha permitido la realización de la serie que a continua-ción presentamos.

Por el entusiasmo derrochado y el trabajo bien he-cho, queremos indicar también los nombres del equipotécnico del CEMAV que se ha encargado de la realizaciónde la serie:

— Directora Televisión Educativa UNED: ÁNGELAUBREVA AMOR.

— Guión: BERTA DEL ÁGUILA GARCÍA.— Realización: PEDRO DOMÍNGUEZ ZARANDÓN.— Ayudante de realización: VERÓNICA SIEBELIST

BASCHWITZ.

��

��


— Ayudante de realización: MIKEL MARTÍNEZGAGO.

— Locución: ROSA DEL FRESNO DÍAZ.— Producción: VIRGINIA ROJO BARROSO.— Ayudante de Producción: M.ª TERESA LINARES

DEL CASTILLO.— Editor: RAÚL GARCÍA GARCÍA.— Operador de cámara: JUAN MANUEL SEGURA

REYES.— Ayudante de cámara: PABLO BRAGADO BLAN-

CHART.— Infografía: VÍCTOR SAÚCO DORADO.— Maquillaje: YOLANDA MORENO TIRADO.

OBJETIVOS DEL PROYECTO

La motivación de la producción de estos programasera dar a conocer a la audiencia la contribución de lasmujeres pioneras de la Astronomía en España al de-sarrollo de la Ciencia en general y de la Astronomía enparticular.

Los objetivos principales para hacer visibles a nues-tras pioneras fueron:

— Intentar responder a la pregunta de ¿hasta quépunto la realidad actual de la Astronomía en Es-paña hubiera sido posible sin su trabajo?

— Compartir su experiencia vital en los diferentesámbitos en que realizaron su actividad investiga-dora dando a conocer las dificultades que encon-traron para desarrollarse como científicas en unámbito estrictamente masculino.

Consideramos además, como un valor añadido, laposibilidad de mostrar al gran público los lugares másemblemáticos de la Astronomía española. Así se cubríaun objetivo doble: difundir la Astronomía y hacer visi-bles a nuestras astrónomas.

La realización de la serie de documentales correría acargo del CEMAV (Centro de Diseño y Producción deMedios Audiovisuales de la UNED), se retransmitiría porla 2 de TVE, en el programa semanal de la UNED, y porel canal internacional de la RTVE. Además, el CEMAVintentaría producir un DVD con el contenido de los dife-rentes programas emitidos para su distribución a centrospúblicos.

Las coordinadoras del proyecto fueron JOSEFA MA-SEGOSA, por el equipo Ella es una Astrónoma, y CAR-MEN CARRERAS, por la UNED.

CONTENIDOS DE LA SERIE

A continuación indicamos el título y los contenidosde cada uno de los programas, su fecha de emisión y lasdirecciones URL donde pueden visualizarse (a partir delsegundo programa, sólo indicamos el número final ad-judicado a cada unos de los programas).

Mujeres en las estrellas.2009. Año Internacional de la AstronomíaFecha de emisión: 06/03/2009http://www.canaluned.com/#frontaleID=F_RC&section-ID=S_TELUNE&videoID=1548

Este primer programa se grabó en el ObservatorioAstronómico Nacional (OAN), fundado en 1790, que jun-to al Real Instituto y Observatorio de La Marina de SanFernando es una de las instituciones astronómicas espa-ñolas más antiguas.

En él se hace una presentación de los objetivos plan-teados con la realización de la serie, así como del AñoInternacional de la Astronomía y de las actividades con-cretas que se realizarán en el pilar Ella es una Astróno-ma. Participaron las Dras. EULALIA PÉREZ SEDEÑO,FRANCESCA FIGUERAS y JOSEFA MASEGOSA, miem-bros de este equipo, la astrónoma más antigua del OAN,la Dra. ASUNCIÓN FUENTE, y la Dra. CARMEN CARRE-RAS, de la UNED. También se incluye en este programalas entrevistas realizadas durante el acto de inauguraciónen el CSIC del Año Internacional de la Astronomía a lacoordinadora española, Dra. MONSERRAT VILLAR, a lapresidenta de la Unión Astronómica Internacional, Prof.CATHERINE CESARSKY y al presidente del CSIC, Prof.RAFAEL RODRIGO.


Figura 1. Fotograma de inicio del primer programa.

Mujeres en las estrellas II.Las pioneras españolas: El inicio del caminoFecha de emisión: 17/04/2009http://www.canaluned.com/..... =1804

Este segundo programa está dedicado a las primerasastrónomas profesionales de las que se tienen noticias enla joven historia de la Astronomía en España. Se grabóen el Observatorio Astronómico Ramón Maria Aller de laUniversidad de Santiago de Compostela, construido en1943. Allí se formó la primera astrónoma profesionalde nuestro país, la Dra. ANTONIA FERRÍN. En este pro-grama se ilustran las dificultades con las que se encon-traron estas primeras mujeres en un mundo donde elacceso a la Universidad estaba restringido sólo a unaspocas privilegiadas.

De la mano de las Dras. JOSEFINA LING, astrónomade este observatorio, y FRANCESCA FIGUERAS, coordi-nadora española del proyecto pilar Ella es una Astróno-ma, contamos con las contribuciones de las Dras. AN-TONIA FERRÍN, más arriba mencionada, y ASSUMPCIÓCATALÁ, primera astrónoma de la Universidad de Bar-celona. (Para todos nosotros este programa tiene un gransignificado emocional ya que ambas han fallecido du-rante 2009 y éste programa será el testimonio gráficopara las generaciones futuras de las mujeres a las que lesdebemos la apertura de la puerta para las astrónomas es-pañolas al mundo profesional.)

Mujeres en las estrellas III.Astrónomas en la UniversidadFecha de emisión: 22/05/2009http://www.canaluned.com/..... =2032

En este programa se presenta la importancia jugadapor la Universidad en el acceso a la carrera investigado-ra de mujeres interesadas en Astronomía, centrándonosen las grandes universidades madrileñas (UniversidadComplutense y Universidad Autónoma). Se ha conside-rado que es especialmente relevante que existan modelosde mujeres profesoras de Astronomía para el desarrolloposterior de las universitarias como profesionales de laAstronomía.

Para ayudarnos a comprender esta situación conta-mos con las Dras. M.ª JOSÉ FERNÁNDEZ FIGUEROA yELISA DE CASTRO de la UCM, y ROSA DOMÍNGUEZTENREIRO y ÁNGELES DÍAZ de la UAM. Todas ellasfueron las primeras en ambas universidades y han sidomaestras de una buena parte de los astrónomos profe-sionales del país.


Figura 2. Las Dras. Assumpció Catalá (izquierda)y Antonia Ferrín (derecha).

Figura 3. Fotograma de inicio del tercer programay la Dra. Elisa de Castro (UCM).

Mujeres en las estrellas IV. Mirando al Cielo(Mujeres en los Observatorios I)Fecha de emisión: 19/06/2009http://www.canaluned.com/..... =2064

Este programa refleja otra realidad bien distintacomplementaria de la anterior, la de las astrónomas enlos Observatorios. Se grabó en los Observatorios de SierraNevada (Granada) y de Calar Alto (Almería). Las expe-riencias vividas en ambos observatorios pusieron de ma-nifiesto las dificultades que tuvieron que afrontar lasprimeras astrónomas no sólo para hacerse su lugar en laciencia, sino incluso para hacer posible el realizar unaobservación por ellas mismas.

Las primeras astrónomas observacionales del país,Dras. PILAR LÓPEZ DE COCA y MERCEDES PRIETO, nosmuestran la realidad que vivieron en los comienzos de laastronomía observacional española, durante las décadasde los años setenta y ochenta. Las Dras. ISABEL MÁR-QUEZ y JOSEFA MASEGOSA ilustran su desarrollo apartir de los noventa hasta nuestros días. También en-trevistamos a la Dra. CARMEN MORALES, que ha reali-zado una trayectoria de tipo más técnico en el InstitutoNacional de Técnica Aeroespacial (INTA), quien nos acer-có a la realidad de las astrónomas en los observatoriosespaciales.

Mujeres en las estrellas V. El Grantecan(Mujeres en los Observatorios II)Fecha de emisión: 02/10/2009http://www.canaluned.com/..... =3038

Este programa muestra cómo el desarrollo de la as-tronomía observacional en España ha estado desde susinicios en los años ochenta ligado al desarrollo del equi-

pamiento científico en las Islas Canarias. Se hace un re-corrido tanto por los inicios de las astronomía observa-cional infrarroja en el Observatorio del Teide (Isla de Te-nerife) así como por las instalaciones del Observatorio delRoque de los Muchachos (Isla de La Palma), para concluircon el instrumento más poderoso de que disponemos anivel mundial para la observación en el rango óptico-infrarrojo del espectro electromagnético, el Gran Teles-copio Canarias. Todo ello de la mano de astrónomas delInstituto de Astrofísica de Canarias, las Dras. MERCEDESPRIETO, M.ª JESÚS ARÉVALO, ANTONIA VARELA y BE-GOÑA GARCÍA LORENZO.

Mujeres en las estrellas VI.Los observatorios espacialesFecha de emisión: 27/11/2009http://www.canaluned.com/..... =3628

En este programa se muestra otra realidad diferente,la de aquellas mujeres que han desarrollado su trayecto-ria investigadora en centros tecnológicos, no vinculadosa universidades. Se grabó en Madrid, en los siguientescentros: Centro de Seguimiento de Satélites (Villafrancadel Castillo), Instituto Nacional de Técnica Aeroespacial(INTA), Centro de Astrobiología del CSIC-INTA y Centrode Investigaciones Energéticas y Medioambientales (CIE-MAT). Gracias a la colaboración de las Dras. MARÍASANTOS LLEÓ, de la Agencia Europea del Espacio, MER-CEDES MOLLÁ, del CIEMAT, y MERCEDES LÓPEZ, de laInstitución Carnegie de Washington, se ha podido visibi-lizar cómo es la realidad de la observación en los obser-vatorios espaciales.


Figura 4. La Dra. Antonia Varela Pérez en el GRANTECAN.Figura 5. La Dra. María Santos Lleó en la

Agencia Europea del Espacio.


Mujeres en las estrellas VII. Un futuro prometedorFecha de emisión: 08/01/2010http://www.canaluned.com/..... =3659

Con este programa cerramos nuestro viaje por las di-ferentes realidades de las astrónomas españolas. Se hagrabado en Barcelona, en el Centro de Supercomputacióny la sede central de la Universidad de Barcelona. En esteprograma se muestra cómo la astronomía teórica necesi-ta del concurso de grandes medios instrumentales, gran-des ordenadores, en vez de telescopios, para mostrar-nos cómo es el Universo que observamos mediantesimulaciones informáticas. Con la colaboración de laúnica profesora de investigación del país, la Dra. MAR-GARITA HERRANZ, de la profesora de la Universidad deBarcelona, CARME JORDI, y de dos astrónomas jóvenesy brillantes, las Dras. OLGA MUÑOZ y MAITE BELTRÁN,podemos entender la realidad con la que se encuentranen la actualidad las mujeres que quieren hacer una ca-rrera profesional en el campo de la Astronomía.

Mujeres en las estrellas VIII. Con nombres y apellidosFecha de emisión: 05/03/2010http://www.canaluned.com/..... =4470

Aunque existían sospechas fundadas en el trabajorealizado por las doctoras JOSEFA MASEGOSA e ISABELMÁRQUEZ de la desigualdad de género en la Astronomíaen España, sin embargo no existía aún un trabajo rigu-roso que permitiera extraer conclusiones de tipo socio-lógico sobre nuestra realidad. El equipo de trabajo deElla es una Astrónoma se embarcó en la realización deun estudio sociológico detallado sobre dicha realidad.Este estudio ha sido financiado por el CSIC. En este pro-grama, dedicado a la sociología de la Astronomía, sepresentaron los resultados de dicho análisis por las so-ciólogas responsables del mismo, ADRIANA KICZKOWS-KI y la Dra. EULALIA PÉREZ SEDEÑO.

Y, a modo de resumen, todo el equipo de Ella esuna Astrónoma hizo una evaluación de esta fascinanteexperiencia que ha sido conocer la Astronomía española

��

Figura 6. Recortes de las diferentes entrevistas realizadas en el que la protagonista es la Astronomía realizada por mujeres.


a través de sus astrónomas. Contamos para ello con elinmejorable marco de la biblioteca, sala de reuniones yjardines de la Residencia de Señoritas (actual FundaciónOrtega y Gasset), por la que pasaron gran parte de lasprimeras mujeres científicas en el primer tercio del siglopasado, desde su fundación en 1915 hasta su cierre conmotivo de la Guerra Civil.

RECONOCIMIENTOS Y PREMIOS RECIBIDOS

La X edición del Concurso Ciencia en Acción, que secelebró en el Parque de las Ciencias de Granada en sep-tiembre de 2009, premió la Serie de televisión educativade la UNED: Mujeres en las Estrellas con una Menciónde Honor en la modalidad de Trabajos de DivulgaciónCientífica en Soportes Adecuados.

En el acto de clausura del Año Internacional de laAstronomía1, en el que se presentaron todos los pro-yectos realizados por los equipos formados para eldesarrollo de los distintos pilares, se reconoció esta

serie como el mejor trabajo en este campo y el únicoen su modalidad.

Para concluir, queremos manifestar que todos losimplicados en esta serie: el equipo del pilar Ella es unaAstrónoma, los técnicos de la televisión educativa de laUNED, su Directora y la profesora de la UNED que haservido de enlace entre ambos, Carmen Carreras, handisfrutado en la realización de cada uno de los progra-mas de esta serie, están muy satisfechos de los resultadosde la misma, de su impacto en la comunidad científicade nuestro país (los programas se han difundido en di-recto y en diferido también a través de la página weboficial del nodo español del Año Internacional de la As-tronomía), y muy probablemente nos animemos a reali-zar proyectos similares en otros ámbitos científicos: laFísica, la Química, la Biología,…

Josefa Masegosa GallegoInstituto de Astrofísica de Andalucía,

Ángela Ubreva AmorDirectora de la Televisión Educativa de la UNED, y

Carmen Carreras BéjarDpto. de Física de los Materiales, UNED

��

Figura 7. Varias de las protagonistas de la serie en los jardines de la Residencia de Señoritas de la calle Fortunyde Madrid, hoy Fundación Ortega y Gasset.

1 Congreso Astronomy beyond 2009, celebrado en París el 9 y 10 deenero de 2010. Visitar la conferencia de Catherine Cesarsky en:http://www.virtualmeeting.info/astronomy/beyond2009/


EL GRUPO DE ASTRONOMÍA DE LAFACULTAD DE CIENCIAS

ACTIVIDADES DEL GRUPO DEASTRONOMÍA EN EL AÑOINTERNACIONAL DE LA ASTRONOMÍA

En el año 1609 Galileo Galilei apuntó por primeravez al cielo con un telescopio. Fue el comienzo de 400años de descubrimientos que aún continúan. El 27 de oc-tubre de 2006 la Unión Astronómica Internacional (UAI)anunció la declaración por la UNESCO de 2009 como elAño Internacional de la Astronomía (AIA2009), ratifica-da por la ONU el 19 de diciembre de 2007.

El Año Internacional de la Astronomía ha representa-do una celebración global de la Astronomía y de su con-tribución a la sociedad, a la cultura, y al desarrollo de lahumanidad. Su objetivo principal ha sido motivar a losciudadanos de todo el mundo a replantearse su lugar en elUniverso a través de todo un camino de descubrimientosque se inició hace ya 400 años. Para ello, desde el nodoespañol del Año Internacional de la Astronomía, se pro-movieron actividades repartidas por todo el mundo con lasque se ha pretendido estimular el interés por la Astrono-mía y la Ciencia en general; desde su influencia en nues-tras vidas diarias hasta cómo el conocimiento científicopuede contribuir a un mundo más libre e igualitario.

El Grupo decidió desde el primer momento estar pre-sente en esta celebración y en su reunión anual del 10 denoviembre de 2008, aprobó la organización y participaciónen diferentes actividades, que se desarrollaron a lo largo de2009. Ofrecemos un breve resumen de las mismas.

PARTICIPACIÓN EN LA MEDICIÓN DEL RADIODE LA TIERRA

El 26 de marzo, «Día de la UNED», el Grupo organi-zó una Jornada de observación solar para colaborar,junto a más de 800 centros educativos y colegios, en lamedición del radio de la Tierra, mediante el método deEratóstenes. En la gráfica de la Figura 1 pueden verse losresultados obtenidos. Con el valor mínimo de la sombrade un gnomón y las coordenadas del lugar, tomados en

dos sitios diferentes, es posible determinar el radio de laTierra. Se aconseja a los interesados en conocer más ex-haustivamente el procedimiento de medida propuestopor Eratóstenes consultar La UNED y el radio de la Tie-rra, 100cias@uned, 0, 77-79 (1997), del profesor Yuste.

Figura 1. Marcando en un pliego sobre el suelo la posiciónde la sombra del gnomón (comenzamos a medir a las 12:00 h.

y terminamos a las 15:00 h.).

��

Figura 2. Representación gráfica de la longitud de la sombradel gnomón en función del tiempo.

��


CONFERENCIAS

Las conferencias que se impartieron en el Salón deActos de la Facultad de Ciencias Económicas y Empre-sariales fueron retransmitidas en directo y en diferidopor Internet a través de la página web UNED (“Teleac-tos»). También se hicieron programas para la televisióneducativa. A continuación indicamos el título de lasconferencias, los nombre de los conferenciantes, lasfechas en que se impartieron y las URL’s donde puedenvisualizarse.

— Lo que sabemos del Universo, por Antonio Fer-nández-Rañada, de la Universidad Complutensede Madrid (25/02/2009):http://teleuned.uned.es/teleuned2001/direc-to.asp?ID=3888&Tipo=C (teleacto) yhttp://www.canaluned.com/#frontaleID=F_RC&sectionID=S_TELUNE&videoID=1546 (noticia emi-tida el 06/03/2009).

— El cielo visto por las astrónomas, por Josefa Ma-segosa del Instituto de Astrofísica de Andalucía),en el Acto de entrega del Premio Elisa Pérez Vera(11/03/2009):http://www.canaluned.com/#frontaleID=F_RC&section ID=S_TELUNE&videoID=1966 (teleacto) yhttp://www.canaluned.com/#frontaleID=F_RC&sec-tionID=S_TELUNE&videoID=1681 (noticia emitidael 20/03/2009).

— Rayos cósmicos de ultra alta energía: las partícu-las más energéticas de la naturaleza, por Fernan-do Arqueros de la Universidad Complutense deMadrid (25/03/2009):http://teleuned.uned.es/teleuned2001/directo.asp?ID=3992&Tipo=C (teleacto) yhttp://www.canaluned.com/#frontaleID=F_RC&sectionID=S_TELUNE&videoID=1802 (noticia emiti-da el 17/04/2009).Sistema exoplanetarios: ¿hay otras Tierras?, porCarlos Eiroa de la Universidad Autónoma de Ma-drid (29/04/2009):http://teleuned.uned.es/teleuned2001/directo.asp?ID=3993&Tipo=C (teleacto) yhttp://www.canaluned.com/#frontaleID=F_RC&sect-ion ID=S_TELUNE&video ID=2028 (noticia emiti-da el 22/05/2009).

— Una breve historia de los átomos: la evoluciónquímica del Universo, por Enrique Pérez Jiménezdel Instituto de Astrofísica de Andalucía

(10/11/2009), durante la IX Semana de la Ciencia.Se realizó un programa corto para la televisióneducativa, titulado: El Universo para que lo des-cubras (fecha de emisión: 04/12/2009):http://www.canaluned.com/#frontaleID=F_RC&sectionID=S_TELUNE&video ID=3675.Un viaje por el Sistema Solar, por David GaladíEnríquez del Centro Astronómico Hispano Ale-mán-Observatorio de Calar Alto (19-11-2009),durante la IX Semana de la Ciencia. Se realizótambién un programa corto para la televisión edu-cativa, titulado: Conoce al astro rey (fecha de emi-sión: 11/12/2009):http://www.canaluned.com/#frontaleID=F_RC&sectionID=S_TELUNE&video ID=3714.

CURSOS DE VERANO Y JORNADAS DE FIN DESEMANA

Desde que se organizó el primero en Mérida (julio2006), se ha ido configurando un perfil característicode los Cursos de Verano de Astronomía de la UNED queles confiere una personalidad especial basada en la com-plementariedad entre teoría y práctica, entre ciencia con-ceptual y experiencia. La pasión por la realidad observa-ble se combina con la capacidad explicativa y descriptivade la Física a nivel elemental. Así, contenidos funda-mentales sobre óptica, espectroscopía o evolución estelarse acompañan de una sesión de observación diurna delSol, para estudiar su espectro, las manchas solares y laslíneas negras de Fraunhofer, y otra nocturna, para ver elsiempre sorprendente cielo.

El pasado verano de 2009, el Grupo de Astronomía,con motivo del Año Internacional de la Astronomía,quiso estar especialmente presente en la XX convocato-ria de los Cursos de Verano de la UNED, y por ello orga-nizó dos cursos de larga duración (5 días) y unas jorna-das de fin de semana en Arcos de la Salina encolaboración con el Centro Asociado de Teruel.

— «Introducción a la Astronomía desde un lugarúnico: la isla de La Palma», con visita a los Ob-servatorios del Roque de los Muchachos y la par-ticipación de las Asociaciones locales de Aficio-nados a la Astronomía. Tuvo lugar del 30 dejunio al 4 de julio en nuestro Centro Asociado dela isla de La Palma.

— La UNED y el Año Internacional de la Astrono-mía. Curso de introducción a la Ciencia Astronó-


mica», en el Centro Asociado de Ávila, en la Sedede El Barco de Ávila, del 13 al 17 de julio.

— II Jornadas de «Introducción a la Astronomía»,en Arcos de las Salinas (Teruel), con visita al Ob-servatorio de Javalambre, del Centro de Estudiosde Física del Cosmos de Aragón, 18-20 de sep-tiembre. Los alumnos de este curso, y todas laspersonas interesadas, pudieron disfrutar con la

exposición «El Universo para que lo descubras»,(ver apartado siguiente) cuya inauguración tuvolugar el lunes 13 de julio.

Entre los 3 cursos participaron más de 90 personas,se impartieron 35 conferencias sobre temas de Astro-nomía y Astrofísica, y del primero de ellos se hizo unprograma para nuestra televisión educativa. Los intere-sados pueden visualizarlo en la siguiente URL:http://www.canaluned.com/#frontaleID=F_RC&section-ID=S_TELUNE&videoID=2152.

EXPOSICIÓN:EL UNIVERSO PARA QUE LO DESCUBRAS

Esta exposición itinerante de Astronomía, «El Uni-verso para que lo descubras», fue diseñada y editada porel Grupo de Astronomía de la Facultad de Ciencias de laUNED a partir de los documentos gráficos y los textos li-terarios reunidos, y ofrecidos a todos los interesadospara divulgar la Astronomía en su Año Internacional,por Guillermo Tenorio Tagle, del Instituto Nacional de


Figura 3. Alumnos del Curso «Introducción a la Astronomía desdeun lugar único: la isla de La Palma» visitando el GRANTECANen el Observatorio Astronómico del Roque de los Muchachos

(Isla de La Palma).

Figura 4. Carátula del Folleto del Curso «La UNED y el AñoInternacional de la Astronomía. Curso de introducción a laCiencia Astronómica», que se entrega a los participantes

con todas las ponencias.

Figura 5. Cartel anunciador de las II Jornadas de Introduccióna la Astronomía, en Arcos de las Salinas (Teruel).


Astrofísica, Óptica y Electrónica (INAOE) de México, ypor Enrique Pérez Jiménez, del IAA del CSIC de España.

La exposición consta de 50 paneles de 70 cm de an-cho por 170 cm de alto, cada uno de los cuales contieneuna imagen astronómica, una breve descripción científi-ca de ella y una cita poética de la literatura universalcon la que se pretende establecer un acercamiento emo-cional hacia el Universo.

Está dividida en cuatro secciones: nuestro SistemaSolar, estrellas y nebulosas, galaxias y el Universo. Ade-más contiene 2 carteles de créditos, en los que se indicanlas personas e instituciones gracias a las cuales la Expo-

sición ha podido realizarse, y 4 carteles explicativos delGrupo de Astronomía de la Facultad de Ciencias de laUNED y de las actividades organizadas a lo largo de suhistoria.

Se ha expuesto en los siguientes lugares:— Facultad de Ciencias Químicas de la Universidad

de Burgos, durante las IV Jornadas sobre Ense-ñanza de la Física: Física y Astronomía. Dimen-sión social de la Ciencia, del 22 al 29 de mayo.

— Centro Asociado de Ávila (Sede, El Barco de Ávi-la), durante el Curso de Verano «La UNED y elAño Internacional de la Astronomía. Curso de in-

��

Figura 6. Dos ejemplos de carteles de los 50 que componían la exposición “El Universo para que lo descubras».

troducción a la Ciencia Astronómica», del 13 al17 de julio.

— Universidad de Castilla-La Mancha en CiudadReal, durante la XXXII Reunión Bienal de la RSEFy 19º Encuentro Ibérico para la Enseñanza de laFísica, del 7 al 11 de septiembre.

— Ayuntamiento de Arcos de las Salinas (Teruel),durante las II Jornadas de Introducción a la As-tronomía, organizadas por el Grupo de Astrono-mía de la Facultad de Ciencias y el Centro Aso-ciado de Teruel, del 18 al 20 de septiembre.

— Centro de Zona Madrid-Escuelas Pías, durante la IXSemana de la Ciencia, del 10 al 13 de noviembre.

— Facultad de Ciencias de la UNED, durante la IXSemana de la Ciencia, del 17 al 27 de noviembre.

— Sala de Exposiciones del Convento de Sto. Do-mingo en Baza (Granada), organizado por el Cen-tro Asociado de Baza, del 3 al 13 de diciembre.

— IES «Vallecas-Magerit» de Madrid, del 14 al 18 dediciembre.

A lo largo de 2010 la Exposición recorrerá algunosIES de Madrid y varios Centros Asociados de la UNED.


Figura 7. Díptico informativo sobre la exposición «El Universo para que lo descubras».

Figura 8. Exposición en la Biblioteca del IES«Vallecas-Magerit» de Madrid. Figura 9. Dos cartas de la baraja de «Familias Astronómicas».


OTRAS ACTIVIDADES

– Durante la IX Semana de la Ciencia se llevó acabo un Taller experimental en la calle (alrede-dores de la Facultad de Ciencias), para ver lasmanchas solares y hacer experimentos con la luzdel Sol (descomposición de la luz blanca en colo-res, espectro solar y líneas negras de Fraunhofer,polarización,…).

– Se editaron 5000 ejemplares de una baraja de cartasde familias astronómicas como recuerdo del AñoInternacional de la Astronomía. Se han distribuidoentre todos los alumnos de todos los Cursos de Ve-rano de la UNED (más de 3000), todos los jóvenesparticipantes en la Semana de la Ciencia en la Fa-cultad (800) y entre los asistentes a las conferenciasde divulgación en el segundo semestre del año.

— Hemos colaborado (con las astrónomas del pilar«Ella es una Astrónoma» del AIA) en la realiza-ción de una serie de 8 programas de televisiónpara «La UNED en la 2» (que se retransmiten losviernes de 10 a 11 de la mañana en la 2 de TVE ypor el Canal Internacional), que se ha titulado:Mujeres en las estrellas. Información más deta-llada de esta actividad se proporciona en otra co-laboración en este mismo número de la revista.

INFLUENCIA EN LA ACTIVIDAD DOCENTE

Algunos miembros del Grupo se encargaron de rea-lizar la Guía Didáctica de la asignatura Introducción a laAstronomía que oferta el Programa UNED-Senior.

Como se anunció en el número anterior de esta re-vista correspondiente al año 2008, a iniciativa de algu-nos profesores miembros del Grupo, en los nuevos planesde estudio de los Grados de Física y Matemáticas seofertarán en ambos, las asignaturas optativas Introduc-ción a la Astronomía e Introducción a la Astrofísica.Los Grados fueron aprobados por la ANECA en julio de2009, por lo que estas asignaturas empezarán a impar-tirse en el curso 2013-14.

AGRADECIMIENTOS

El Grupo de Astronomía quiere dejar constancia desu sincero agradecimiento a los Vicerrectores de For-mación Continua y Extensión Universitaria, de Investi-gación y de Centros Asociados, al Decano y a los Direc-tores de todos los Departamentos de la Facultad deCiencias por su colaboración en la financiación de algu-nas de las actividades realizadas por el Grupo (conferen-cias, exposición y baraja), sin la cual no hubiera sido po-sible llevarlas a cabo. A todos muchas gracias.

Ernesto Martínez GarcíaDirector del Grupo de Astronomía

Dpto. de Matemáticas Fundamentales

M.ª del Mar Montoya LirolaSecretaria del Grupo de Astronomía

Dpto. de Física de los Materiales

Carmen Carreras BéjarDpto. de Física de los Materiales

��

Figura 10. Fotograma del primer programade la serie «Mujeres en las estrellas» .

En el año 2009, en el que se han celebrado dosgrandes efemérides, los 400 años desde que Galileo uti-lizó por primera vez un telescopio para acercarnos a losobjetos celestes y los 200 años del nacimiento de Dar-win, el hombre que cambió nuestra forma de entenderla evolución de los organismos vivos, en esta sección de100cias@uned se pueden encontrar más trabajos dedi-cados a estos temas que en números anteriores, aunqueno hemos dejado de lado otros campos científicos.

En el apartado de Colaboraciones, en el área de lasCiencias del Medioambiente, contamos con un trabajodedicado al agua como fuente de vida, pero también,como indica su autora, de numerosos problemas. Sólo unporcentaje muy pequeño del agua disponible en nuestroplaneta es apta para el consumo. El crecimiento de la po-blación y el desarrollo económico traen consigo una de-manda espectacular de agua dulce. Además, los diferen-tes tipos de contaminación, producidos por el desarrolloindustrial, tienen como consecuencia que el disponer deagua dulce sea un lujo que no todas las sociedades ypaíses se pueden permitir. La profesora Pilar FernándezHernando describe la situación en nuestro país, desde lasfuentes de contaminación, sus efectos sobre la salud,…,hasta las normas y recomendaciones establecidas porlas autoridades sanitarias y su seguimiento y controldesde las Administraciones públicas. También en el cam-po de las Ciencias de la Naturaleza podemos encontrarun trabajo de la profesora Rosario Planelló sobre lasaportaciones de Darwin a la Biología moderna.

En el área de Física, el profesor Fernando Arqueros,de la Universidad Complutense de Madrid, nos describeel Proyecto Pierre Auger para la detección de las partí-culas más energéticas que existen en la naturaleza: losrayos cósmicos. Al igual que hizo en la conferencia queimpartió en la Facultad de Ciencias de la UNED con mo-tivo del Año Internacional de la Astronomía (AIA), nospresenta la evolución de la Física desde que los rayoscósmicos fueron descubiertos a principios del siglo XX(Física de las partículas elementales) hasta el momentoactual en el que la nueva Física de los rayos cósmicospuede desvelar muchos misterios, como por ejemplo, lasinteracciones de los núcleos a una energía tan extre-madamente alta, los objetos cósmicos que los producen olos procesos físicos que están detrás de ellos. Nuestros

lectores, y muy particularmente nuestros estudiantes,podrán darse cuenta de cómo la Ciencia no tiene límitesy sigue siendo necesaria la colaboración de muchos cien-tíficos y la realización de muchos proyectos para com-prender nuestro Universo.

En el área de Química contamos con un preciosotrabajo sobre la formación de átomos en el Universo. Suautor, el profesor de investigación Enrique Pérez del Ins-tituto de Astrofísica de Andalucía, quien también parti-cipó en el ciclo de conferencias organizado por el Grupode Astronomía de la Facultad con motivo del AIA, pre-senta los 118 átomos diferentes que hasta hoy conoce-mos ligados a la evolución del Universo y destaca laimportancia de la Astronomía y de la Astrofísica en eldesarrollo de este conocimiento. Seguimos invitando anuestros lectores al fascinante mundo de la Ciencia.

A continuación se encuentran nuestras seccioneshabituales: Novedades científicas, Semblanzas de los Pre-mios Nobel y Efemérides. Como no podía ser de otramanera, sendas semblanzas de Galileo y de Darwin ocu-pan estas páginas. También es de destacar la colabora-ción sobre el AIA de la Coordinadora del nodo español,la profesora de investigación Montserrat Villar del Insti-tuto de Astrofísica de Andalucía, quien describe el con-junto de actividades realizadas en España para sumarnosa la celebración de la gran fiesta internacional de la As-tronomía. Su adiós es solo un hasta siempre, pues lamultitud de actividades realizadas en la calle han dejadouna huella en los ciudadanos que no permitirá ni el ol-vido ni la pasividad. Sin AIA también habrá que seguirenseñando en las plazas públicas, en los colegios..., losgrandes logros de la Astronomía y habrá que seguir mi-rando al cielo. Desde cualquier punto del planeta el cie-lo es una aventura del pensamiento, el origen de la ne-cesidad de observar, medir, ….

Finalizamos con el apartado dedicado a Las mujeresy la Ciencia. En esta ocasión contamos con un trabajodedicado a realzar el importante papel desarrollado pormujeres en el campo de la Astronomía. Es el texto de laconferencia impartida por la investigadora Josefa Mase-gosa en la entrega del Premio «Elisa Pérez Vera, 2009»,que tiene por objeto premiar los trabajos que traten sobregénero y/o feminismo realizados por alumnos o ex-alumnos de la UNED.

�� 56 Vida científica

��

Vida científica N.º 2 (nueva época) | 2009ISSN: 1989-7189

57 Vida científica��

COLABORACIONES EN CIENCIASDE LA NATURALEZA

EL AGUA, FUENTE DE VIDAY DE PROBLEMAS

Por todos es sabido que el agua es el origen de todoslos procesos biológicos y ecológicos y es el elementoesencial para el desarrollo de la vida en el planeta. Des-de la época antigua, se hacen referencias específicas alagua. Aristóteles define el agua como uno de los cuatroelementos básicos de la creación, junto con la tierra, elaire y el fuego. Nuestras vidas por completo dependen deella, no es concebible ninguna actividad que no gire al-rededor de este preciado líquido, ciudades, industrias,cultivos, etc.

En el planeta, el 97% es agua salada, el 2% se en-cuentra atrapada en capas de hielo y glaciares, por lotanto, sólo el 1% restante puede ser utilizada por el serhumano. Actualmente existe en la Tierra la misma can-tidad de agua que existía hace 3.800 millones de añosatrás, época en la que se originó el agua de nuestroplaneta. Gracias al denominado ciclo hidrológico porel que el agua cambia de estado —sólido, líquido y ga-seoso—, esa misma cantidad primigenia de líquido cir-cula desde entonces por todos los rincones de la Tierra.Es por esto que durante siglos se ha considerado el aguacomo un recurso ilimitado que, en consecuencia, no erapreciso administrar cuidadosamente, pero en estos mo-mentos, a principios del siglo XXI, mucha gente no

piensa lo mismo. Las demandas actuales de agua dulceson las mayores de la historia de la humanidad, y estánen progresivo aumento. La necesidad de agua en elmundo ha crecido un 600% en los últimos 100 años, uncrecimiento exponencial que se explica por el incre-mento de la población y el desarrollo industrial. El aguadulce comienza a resultar un bien escaso, que ademássufre problemas de contaminaciones de todo tipo y de-terioro del entorno natural, lo cual afecta a la vida y ala salud humanas.

La contaminación del agua es uno de los peoresproblemas ambientales que la naturaleza sufre hoy endía. La contaminación del agua no solo ocurre en los ríoso lagos, sino también en el océano. Desafortunadamente,muchos barcos han arrojado, accidentalmente, petróleoen el mar causando su contaminación y la muerte demuchos animales marinos. El hombre ha cambiado el co-lor cristalino radiante de las aguas por borroso y en al-gún caso marrón.

La contaminación y eutroficación de los cuerposacuáticos a causa de poluentes de origen humano origi-nan serios problemas para el abastecimiento de aguapotable en el mundo.

Durante los últimos veinte años, la palabra eutrofi-cación ha sido utilizada cada vez más para designar elaporte artificial e indeseable de nutrientes tales como elfósforo, el nitrógeno y el carbono. Sin embargo, esteconcepto puede llevar a cierta confusión, ya que en al-gunos casos el ingreso de nutrientes a un lago o pantanopuede resultar muy favorable, dependiendo el fin y eluso de las aguas del sistema en cuestión.

La Organización para la Cooperación y el DesarrolloEconómico (OCDE, 1982) define a la eutrofización como«el enriquecimiento en nutrientes de las aguas, que pro-voca la estimulación de una serie de cambios sintomáti-cos, entre los que el incremento en la producción de al-gas y macrófitas (especies vegetales superiores), eldeterioro de la calidad de agua y otros cambios sinto-máticos resultan indeseables e interfieren con la utiliza-ción del agua».

Etimológicamente, eutroficación viene del griego, sepuede hacer referencia a que oligotrófico significa pocoalimentado y eutrófico, bien alimentado.

Fuente pública para el consumo.

��



La eutroficación es un problema mayor para las re-servas de agua dulce y ocurre en primer lugar como re-sultado de nuestras actividades humanas en las cuencas.Algunos contaminantes sintéticos, como los detergentes delas aguas de lavado, y los escurrimientos de fertilizantesde las zonas agrícolas aledañas aumentan considerable-mente el nivel de sustancias que sirven como nutrientes delas plantas acuáticas que flotan sobre las aguas; este au-mento produce el crecimiento y proliferación masiva deellas. Estas plantas acuáticas pueden formar entonces unagruesa capa sobre la superficie del estanque que tieneconsecuencias catastróficas para el ecosistema.

Toda esta materia orgánica anormal incrementa eltrabajo bacteriano en el agua. Como las bacterias consu-men el oxígeno disuelto en el agua para vivir y la canti-dad de bacterias vivas se dispara a niveles extremos, lacantidad de oxígeno en el agua se reduce drásticamentey no puede sostener la vida de los peces; en consecuen-cia, el ecosistema se destruye. El agua se vuelve maloliente y desprovista de vida animal. En casos graves,persistentes, y en estanques de poca profundidad puededarse el caso de que las plantas acuáticas sequen y ha-gan desaparecer el propio estanque.

El fenómeno de eutroficación se da principalmenteen aguas superficiales, en los grandes reservorios (lagos ylagunas), y últimamente en ríos que atraviesan ciudades.La eutroficación no puede ser ignorada, es un problemagrave a resolver.

Si se habla, en general, de contaminación se puedeafirmar que el origen de la contaminación de las aguasestá ligado a alguna de estas cuatro actividades:

— Contaminación por actividades urbanas, conse-cuencia de la inadecuada eliminación y ubicaciónde los residuos, junto a las aguas residuales urbanasprocedentes de usos domésticos (limpieza y cocina)y sanitarios, así como de la limpieza de calles.

— Contaminación de las aguas por prácticas agríco-las, debida fundamentalmente a la utilización defertilizantes y biocidas en exceso.

— Contaminación de aguas por explotaciones ga-naderas, debida a compuestos orgánicos y bioló-gicos procedentes de residuos de instalacionesganaderas y purines de animales estabulados.

— Contaminación del agua por actividades indus-triales, la cual es la más diversa, compleja y, enmuchos casos, difícil de eliminar.

Los productos de cada una de estas fuentes de con-taminación guardan cierta semejanza entre sí. Así por

ejemplo, la contaminación urbana se manifiesta por elaumento de la salinidad en el agua, adición de materiaorgánica (que se puede manifestar como amonio, NH4

+,nitratos, NO3

– y nitritos, NO2–) y posible contaminación

biológica, mientras que la contaminación de origen agrí-cola se manifiesta por fuertes incrementos de compuestosnitrogenados, la presencia de organoclorados y otroscompuestos orgánicos en las aguas.

Los procesos contaminantes, independientemente de suorigen, se encuentran afectados, en cantidad e importancia,por las características del medio receptor, los usos del aguay calidades exigidas a la misma, aportes hídricos indirectosen relación a las características de la zona y otros factoresque afecten a la dispersión de los contaminantes.

CONTAMINACIÓN POR COMPUESTOSNITROGENADOS

El nitrógeno en el agua puede tener principalmentedos orígenes:

— Nitrógeno orgánico: debido a contaminación or-gánica, casi siempre de origen residual. Este ni-trógeno se transforma sucesivamente en nitróge-no amoniacal, nitroso y nítrico, en función deltiempo y de la capacidad de oxidación del medio.En aguas muy contaminadas la evolución puedebloquearse en nitrito y en condiciones anaero-bias, es decir, en ausencia de oxígeno, los nitratospueden evolucionar en sentido contrario:

Nitratos → Nitritos → Amoniaco → Nitrógenogaseoso (forma neutra)

— Nitrógeno inorgánico: la contaminación es debidaprincipalmente al lavado de suelos ricos en nitra-tos como consecuencia de prácticas agrícolas.Esta contaminación en forma de nitratos sueleser bastante estable y difícilmente reversible.

En las aguas superficiales (ríos, lagos, embalses...) elnitrógeno puede encontrarse formando parte tanto decompuestos orgánicos como inorgánicos. El consumo decompuestos nitrogenados como fertilizantes en las prác-ticas agrícolas es considerable, al igual que la aplicaciónen exceso de fertilizantes inorgánicos (fósforo y nitróge-no) es una práctica normal, debido al desconocimientodel nivel de nutrientes en el suelo y a la idea de obtenerun mejor cultivo.

Dado que la velocidad con la que se aportan estassustancias es mayor que la velocidad con la que se de-gradan, se produce una contaminación del suelo, con el

consiguiente riesgo de contaminación de las aguas su-perficiales y subterráneas.

La forma amoniacal se absorbe muy fuertementepor el suelo salvo en los calcáreos; en cambio, los nitra-tos son muy móviles y se disuelven fácilmente por lava-do. El problema se complica con la nitrificación perma-nente del nitrógeno amoniacal, es decir, con su paso anitrato y nitrito en función del tiempo.

Por lo tanto, el uso indiscriminado de fertilizantesnitrogenados plantea una gran preocupación a distintosniveles debido a que su uso indiscriminado genera unarepercusión económica, introduce impactos e indirecta-mente puede plantear problemas de salud pública ligadosal consumo de agua.

En los vertidos urbanos, el nitrógeno tiene principal-mente por origen la orina, que está compuesta por 25gramos por litro (g/l) de urea, 0,6 g/l de ácido úrico, 1,5g/l de creatina y 0,6 g/l de nitrógeno amoniacal. La ma-yor parte de estos compuestos dan muy rápidamenteamoniaco por hidrólisis. En general, se admite que, enlas aguas residuales urbanas, se eliminan 13 g de nitró-geno por habitante y día.

Los desechos industriales son también una fuenteimportante de nitrógeno, sobre todo los procedentes deinstalaciones agrícolas, alimentarias e industrias quími-cas. Por lo que en función del grado de industrializaciónde la zona, la aportación de nitrógeno a las aguas, debi-da a los vertidos domésticos, industriales, agrícolas yganaderos, será extremadamente variable.

La concentración de nitratos de origen natural en lasaguas es, generalmente, de unos pocos mg/l. Sin embar-go, se ha observado en numerosas ocasiones en las aguassubterráneas que esta concentración aumenta hasta va-rios centenares de mg/l, debido, de nuevo, a la intensifi-cación de las prácticas agrícolas.

Los nitratos en las aguas de pozos o fuentes no co-nectadas a redes municipales pueden también presentarconcentraciones relativamente importantes. En este caso,los nitratos tienen habitualmente por origen una nitrifi-cación del nitrógeno orgánico, pero también puedenproceder de la disolución de este elemento procedente delos terrenos atravesados. Se ha de señalar que muy a me-nudo estas aguas son de calidad mediocre o mala en loque concierne a otros elementos.

El aumento de las concentraciones de nitratos enestos pozos y acuíferos también tiene la causa en deter-minadas prácticas agrícolas, ya que los agricultores vier-ten grandes cantidades de abonos nitrogenados en loscampos para poder mantener una producción adecuada eincrementar las cosechas, la mayoría de los cuales noson absorbidos por las plantas ni por los árboles, sinoque se depositan en el suelo y o bien van filtrándose ha-cia capas progresivamente más profundas hasta que seconcentran en las capas freáticas, es decir, aquellas capassuperficiales de los acuíferos que son susceptibles de serexplotadas mediante pozos, o bien por escorrentía lleganhasta las aguas superficiales.

Con la captación de este agua para el consumo através de la red pública de abastecimiento, se completa elciclo que permite pasar a los nitratos del medio naturalal organismo humano.

CÓMO REDUCIR LA CONCENTRACIÓN DENITRATOS

Hay dos modos de reducir la concentración de ni-tratos en los abastecimientos de agua potable. Mejorarlas prácticas agrícolas (prevención) o reducir su concen-tración en los suministros de agua (remedio).


Figura 1. Aplicación de purines en la agricultura.

Figura 2. Vertidos.


La eliminación de los compuestos nitrogenados de lasaguas que ya han sido contaminadas es difícil: los ionesamonio pueden convertirse en cloraminas, pero para ellose necesitan concentraciones de cloro diez veces mayoresque las utilizadas normalmente en la desinfección, te-niendo en cuenta que ni el dióxido de cloro ni el ozonoactúan sobre estos compuestos. Podrían eliminarse tam-bién por nitrificación y aireación, para lo cual habríaque prescindir de la precloración para no eliminar lasbacterias implicadas en este tratamiento. Otra forma espor oxidación, los nitritos se oxidan fácilmente a nitratosen presencia de cloro u ozono. La eliminación de los ni-tratos se puede llevar a cabo de forma más compleja pordesnitrificación biológica en condiciones de anaerobiosis,intercambio iónico e incluso osmosis inversa.

Entre los métodos de eliminar los nitratos de los su-ministros de agua se incluyen los siguientes:

— Sustitución. Reemplazar los suministros de altocontenido en nitratos por suministros de bajocontenido. En la práctica esta opción está nor-malmente restringida a pequeños y aislados re-cursos de aguas subterráneas contaminadas.

— Mezclado. Reducción de la concentración de ni-tratos mezclando el agua rica en nitratos conagua pobre en este compuesto. Para ello es nece-sario disponer de un suministro alternativo ade-cuado y de dispositivos para mezclar el agua enla proporción adecuada.

— Almacenamiento. Se puede conseguir alguna eli-minación de nitratos almacenando el vertido du-rante largos periodos de tiempo en depósitos. Elnitrato se reduce a nitrógeno gas por las bacteriasen las condiciones de bajo nivel de oxigeno queexisten en los sedimentos de los depósitos, unproceso conocido como desnitrificación.

— Tratamiento. Se pueden eliminar por intercambioiónico o desnitrificación microbiana. Ambos soncaros y de operación en continuo.

— Sustitución selectiva. En vez de tratar la totalidaddel suministro de agua, muchas compañías deaguas suministran un abastecimiento alternativocomo agua embotellada o unidades de tratamien-to domésticas.

EFECTOS SOBRE LA SALUD

Desde hace tiempo, se ha puesto de manifiesto que elprincipal efecto perjudicial para la salud derivado de la in-gestión de nitratos y nitritos es la metahemoglobinemia

(MHb), es decir, un incremento de metahemoglobina en lasangre, que es una hemoglobina (Hb) modificada (oxidada)incapaz de fijar el oxígeno y que provoca limitaciones desu transporte a los tejidos. La metahemoglobina se formacuando en la Hb se oxida el Fe2+ a Fe3+.

Cuando la metahemoglobinemia es elevada, la pri-mera manifestación clínica es la cianosis, generalmenteasociada a una tonalidad azulada de la piel, por lo que laenfermedad se la conoce como «enfermedad de los niñosazules». Los síntomas son los siguientes: si la MHb esmayor del 10% de la Hb total, se producen dolores de ca-beza, debilidad, taquicardias y falta de respiración. Si esmayor del 50%, da lugar a hipoxemia grave y a depre-sión del sistema nervioso central, y cuando es mayordel 70%, puede llegar a causar la muerte.

Por otro lado, se ha estudiado la posible asociaciónde la ingestión de nitratos con el cáncer debido a laformación de compuestos N-nitroso que son agentes te-ratógenos, mutágenos y probables carcinógenos, alta-mente peligrosos para la salud humana. Los nitratos noson carcinogénicos para los animales de laboratorio. Pa-rece ser que los nitritos tampoco lo son para ellos, peropueden reaccionar con otros compuestos (aminas y ami-das) y formar derivados N-nitrosos. Estas reacciones denitrosación pueden producirse durante la maduración oel procesamiento de los alimentos, o en el mismo orga-nismo (generalmente, en el estómago) a partir de los ni-tratos y nitritos absorbidos y presentes en la sangre.

En la valoración del riesgo de formación de nitrosa-minas y nitrosamidas, se ha de tener en cuenta que através de la dieta también se pueden ingerir inhibidores opotenciadores de las reacciones de nitrosación.

Entre el resto de la población, las personas que po-drían sufrir efectos adversos son aquellas que presentanalteraciones que provocan un aumento de la formación

Figura 3. Enfermedad de los niños azules.


de nitritos, que tienen una hemoglobina anómala o quesufren deficiencias en el sistema enzimático encargadode transformar la metahemoglobina en hemoglobina.Entre estas personas están las mujeres embarazadas, laspersonas con hipoclorhidria gástrica natural o provocadapor tratamientos antiácidos (úlcera péptica, gastritis cró-nica), las personas con deficiencias hereditarias de me-tahemoglobina-reductasa o de NADH y las personas conhemoglobina anómala.

¿CUÁL ES EL NIVEL SEGURO DE NITRATOSY NITRITOS EN EL AGUA DE CONSUMO?

Por lo que respecta a los efectos crónicos, en el año1995, el JECFA (Join Expert Committee on Food Additi-ves) (FAO- Food Agricultural Organization/WHO-OMS-World Health Organization-Organización Mundial de laSalud) establecieron la ingesta diaria admisible (IDA) denitratos en 0-3,65 mg/kg de peso corporal y día y la in-gesta diaria admisible de nitritos en 0-0,06 mg/kg.

Por lo tanto, para una persona de 60 kg la ingestaadmisible de nitratos en el caso más desfavorable es de219 mg al día. Esta IDA, establecida para los adultos, nose debe aplicar a los menores de tres meses de edad,porque la presencia de hemoglobina fetal en la sangre(más fácilmente oxidable a metahemoglobina), la acidezmás baja de su estómago (que favorece la reducción denitratos a nitritos) y las carencias en el sistema enzimá-tico capaz de transformar la metahemoglobina en he-moglobina, los hacen más susceptibles de sufrir los efec-tos perjudiciales de la metahemoglobinemia.

Para prevenir los efectos agudos de la metahemo-globinemia en los neonatos, en el año 2004, la OMSconfirmó un valor máximo orientativo de 50 mg/l de ni-tratos en el agua de consumo. Este valor fue establecidoexclusivamente para prevenir la metahemoglobinemia,indicando que el grupo más vulnerable son los neonatosmenores de tres meses alimentados con leche artificial.

La OMS indicó que disponía de amplia informaciónepidemiológica que justificaba el valor recomendado.Por lo que respecta a los nitritos, la OMS aceptó para elnitrito y el nitrato una potencia relativa respecto a laformación de metahemoglobina de 10:1 (en términosmolares) y propuso para los nitritos un valor guía provi-sional de 3 mg/l en relación con los efectos agudos.

Respecto a los posibles efectos a largo plazo, la OMSpropuso un valor guía de 0,2 mg/l de nitritos. Sin embar-go, como los nitratos y los nitritos pueden estar presentes

al mismo tiempo en el agua de bebida, la OMS indicóque la suma de las relaciones entre la concentración y elvalor guía de los dos parámetros (50 mg/l para los nitratosy 3 mg/l para los nitritos) no debería de superar la unidad:

+ ≤ 1

En la Directiva comunitaria que regula la calidad delas aguas destinadas al consumo humano, los valoresmáximos admitidos son 50 mg/l de nitratos y 0,5 mg/l denitritos. En España, la norma que traspone la citada di-rectiva (RD 140/2003) también establece un valor para-métrico de 50 mg/l de nitratos. En cambio, para los nitri-tos es mucho más rigurosa en la concentración máxima ala salida del tratamiento (0,1 mg/l) mientras que mantie-ne los 0,5 mg/l en el agua de la red de distribución.

VIGILANCIA SANITARIA

Las autoridades sanitarias deberán realizar una seriede actuaciones a fin de evitar riesgos para la Salud Pú-blica derivados del mal uso y/o abuso de los compuestosnitrogenados que pueden encontrarse posteriormente enaguas de consumo, alimentos, etc.

Con respecto al agua de consumo público, la vigi-lancia corresponde a la autoridad sanitaria, que velarápara que se realicen las inspecciones periódicas del abas-tecimiento, debiendo cumplir los criterios sanitarios decalidad establecidos en el RD 140/2003, de 7 de febrero,por el que se establecen los criterios sanitarios de la ca-lidad del agua del consumo humano.

Estos criterios se aplican a todas aquellas aguas que,independientemente de su origen y del tratamiento depotabilización que reciban, se utilicen en la industriaalimentaria o se suministren a través de redes de distri-bución pública o privada, depósitos o cisternas.

Se fijan parámetros y valores paramétricos a cumpliren el punto donde se pone el agua de consumo humanoa disposición del consumidor. Estos valores se basanprincipalmente en las recomendaciones de la OMS y enmotivos de salud pública aplicándose, en algunos casos,el principio de precaución para asegurar un alto nivel deprotección de la salud de la población.

Los valores paramétricos establecidos para nitratos ynitritos en el agua y en la salida del depósito de la red dedistribución son los mencionados anteriormente.

La concentración de nitritos se determinará cuandose utilice la cloraminación como método de desinfección.

[nitratos]50

[nitratos]50

En cuanto al tratamiento de las aguas residuales ur-banas la vigilancia se centra en el cumplimiento del RD-Ley 11/1995, de 28 de diciembre, por el que se establecenlas Normas Aplicables al Tratamiento de las Aguas Re-siduales Urbanas, y del RD 509/1996, de 15 de marzo,que lo desarrolla.

Se impone a determinadas aglomeraciones urbanas laobligación de disponer de sistemas colectores para la re-cogida y conducción de las aguas residuales, y de aplicara éstas distintos tratamientos antes de su vertido a lasaguas continentales o marítimas. En la determinación deestos tratamientos se tiene en cuenta si los vertidos seefectúan en zonas sensibles o en zonas menos sensibles, loque determinará un tratamiento más o menos riguroso.

Se considerará que un medio acuático es zona sensi-ble si puede incluirse en uno de los siguientes grupos:

— Lagos, lagunas, embalses, estuarios y aguas marí-timas que sean eutróficos o que podrían llegar aser eutróficos en un futuro próximo si no seadoptan medidas de protección.

— Lagos y cursos de agua que desemboquen en la-gos, lagunas, embalses, bahías cerradas que ten-gan un intercambio de aguas escaso y en los que,por lo tanto, puede producirse una acumulación.En dichas zonas conviene prever la eliminaciónde fósforo a no ser que se demuestre que dichaeliminación no tendrá consecuencias sobre el ni-vel de eutrofización. También podrá considerarsela eliminación de nitrógeno cuando se realicenvertidos de grandes aglomeraciones urbanas.

— Estuarios, bahías y otras aguas marítimas quetengan un intercambio de aguas escaso o que re-ciban gran cantidad de nutrientes. Los vertidos deaglomeraciones pequeñas tienen normalmentepoca importancia en dichas zonas, pero para las

grandes aglomeraciones deberá incluirse la eli-minación de fósforo y/o nitrógeno a menos quese demuestre que su eliminación no tendrá con-secuencias sobre el nivel de eutrofización.

— Aguas continentales superficiales destinadas a laobtención de agua potable que podrían conteneruna concentración de nitratos superior a la queestablecen las disposiciones pertinentes del RD927/1988, de 29 de julio, por el que se aprueba elReglamento de la Administración Pública delAgua y de la Planificación Hidrológica.

— Masas de agua en las que sea necesario un trata-miento adicional al tratamiento secundario.

Un medio o zona de agua marina podrá catalogarsecomo zona menos sensible cuando el vertido de aguas re-siduales no tenga efectos negativos sobre el medio am-biente debido a la morfología, hidrología o condicioneshidráulicas específicas existentes en esta zona.

Al determinar las zonas menos sensibles, se tomaráen consideración el riesgo de que la carga vertida puedadesplazarse a zonas adyacentes y ser perjudicial para elmedio ambiente. Para determinar las zonas menos sensi-bles se tendrán en cuenta los siguientes elementos: Bahí-as abiertas, estuarios y otras aguas marítimas con un in-tercambio de agua bueno y que no tengan eutrofización oagotamiento del oxígeno, o en las que se considere que esimprobable que lleguen a desarrollarse fenómenos de eu-trofización o de agotamiento del oxígeno por el vertidode aguas residuales urbanas. La declaración de dichaszonas se revisará al menos cada cuatro años.

En los Reales Decretos antes mencionados quedan fi-jados los requisitos técnicos que deberán cumplir los siste-mas colectores y las instalaciones de tratamiento de lasaguas residuales, los requisitos de los vertidos procedentesde instalaciones secundarias o de aquellos que vayan arealizarse en zonas sensibles y regula el tratamiento previode los vertidos de las aguas residuales industriales cuandoéstos se realicen a sistemas colectores o a instalaciones dedepuración de aguas residuales urbanas.

Las Administraciones públicas, en el ámbito de susrespectivas competencias, deberán efectuar el seguimientoy los controles precisos para garantizar el cumplimiento delas obligaciones contempladas en las citadas normativas,fijando los métodos de referencia para el seguimiento yevaluación de los resultados de dichos controles.

Pilar Fernández HernandoDpto. de Ciencias Analíticas


Figura 4. Riego por aspersión.


APORTACIONES DE DARWINA LA BIOLOGIA MODERNA

El billete de 10 libras (Fig. 1) lleva en el anverso unaimagen de la reina Isabel II y en el reverso la imagen deun anciano de barba majestuosa. Cualquier niño ingléssabe su nombre, incluso cuando muchos no sepan porqué es tan famoso. Se trata de CHARLES DARWIN, unode los hombres más importantes de todos los tiempos enel ámbito científico . Su verdadera aportación la hizo ensu obra El origen de las especies, publicada en 1859,donde se mostraba por primera vez una teoría sobre cómopodía producirse la evolución de los organismos vivosmediante mecanismos puramente naturales. A partir deese momento se abría un nuevo camino para la ciencia,para poder entender la complejidad de la vida.

¿CÓMO SE ORIGINAN LAS ESPECIES Y CÓMOHAN LLEGADO A ESTAR DONDE ESTÁN?

Situando al lector en un contexto social, la versiónortodoxa que predominaba en Inglaterra en los tiemposde Darwin defendía la Teología Natural, un sistema depensamiento sobre el mundo natural que manifestaba labondad y las excelencias divinas basándose en la per-fección de las formas y las leyes naturales. Pero poraquel entonces, las observaciones paleontológicas quehabía hecho este joven naturalista comenzaban a suge-rirle un proceso más racional: la idea de parentesco ysucesión entre especies estrechamente vinculadas. Enaquellos tiempos, una suposición así era un atrevimiento.

Darwin estaba en lo cierto, y un buen ejemplo deello (aunque no el único) son las famosas aves darwi-nianas, diferentes especies de pinzones todas ellas condiferentes picos: algunos cortos y gruesos para cascar

nueces y semillas, otros finos para penetrar profunda-mente en las flores, otros curvados o puntiagudos (Fig.2). Supervivencia y reproducción diferencial de unos or-ganismos que presentan unas características «favora-bles», y que permite que una gran parte de la poblaciónse adapte a las condiciones ambientales prevalecientes.

Es evidente que la Teoría de la Evolución ha idomodelándose con el paso del tiempo desde que fuerapresentada de forma oficial por Charles Darwin en suobra «El origen de las especies», gracias a importantesdescubrimientos en disciplinas como la Genética, la Em-briología y la Biología Molecular. Pero no debe ser unarazón para olvidar una de las mayores aportaciones deDarwin a esta teoría, que precisamente se ha mantenidoen todas las versiones hasta llegar a la actual. Se trata dela idea de selección natural como motor de la evolución.

Empecemos por preguntarnos qué es la selecciónnatural y llegaremos a la conclusión de que la selecciónnatural no existe, no al menos en el mismo sentido enque existen las moléculas o los planetas, por ejemplo.¿Es entonces una fuerza, como pensaba Darwin?

Simplificándolo mucho, supongamos que existe unapoblación de ratones, la mitad de los cuales son claros yla otra mitad oscuros. En el ambiente en el que habitanun predador devora los negros porque resaltan más enese entorno, de manera que al cabo de unas pocas gene-raciones la población es casi totalmente blanca. Esta

Figura 2. Pinzones «darwinianos».

��


«fuerza selectiva» no es otra cosa que una reproduccióndiferencial en los genes, fruto precisamente de que ungrupo de organismos ha dejado menos descendencia enlas generaciones siguientes. No hay en la selección na-tural nada más que esto. Evidentemente la dirección enla que actúa la selección no es predecible, ya que atien-de a gran cantidad de variables en cada entorno, lo queconfiere a unas u otras combinaciones genéticas mayor omenor capacidad de adaptación al mismo. La aporta-ción más importante de Darwin a su teoría fue, sin duda,establecer este término como posible explicación a susobservaciones y al proceso de especiación mediante acu-mulación de cambios graduales que acaban fijándoseen las poblaciones por selección natural.

¿QUÉ ES LO QUE DARWIN NO SABÍA?

Sin embargo, a pesar de que la intuición de Darwinfue asombrosa, no fue capaz de explicar cómo se trans-miten esos cambios a la descendencia, al igual que mu-chos otros puntos poco claros de su obra, relacionados conla embriología o la genética de poblaciones. Esto es com-prensible teniendo en cuenta que desconocía la existenciadel ADN, de los genes y de los cambios que pueden pro-ducirse en ellos, que hoy se consideran el motor de laevolución (las mutaciones y los cambios en la expresión).

En este sentido, los experimentos de GREGOR MEN-DEL supusieron un gran avance dentro de la Genética yconstituyeron además una gran aportación a la clásicateoría de la evolución. Fascinado por la Biología, en la dé-cada de 1860 este fraile agustino llevó a cabo unos estu-dios sobre la naturaleza de la variación que ahora consi-deramos revolucionarios (Fig. 3). Aunque sus experimentospasaron inicialmente inadvertidos por la Sociedad Cientí-fica, Mendel demostró que en los organismos existen cier-tos «factores» (que después se llamarían «genes») que setransmiten de manera independiente unos de otros en lassucesivas generaciones. Este descubrimiento ha ayudado aexplicar muchas de las cuestiones que no pudo aclararDarwin en su teoría. A pesar de que en determinados mo-mentos de la historia se consideró que los experimentos deMendel hacían irrelevante lo expuesto por Darwin, lo cier-to es que no se contraponen, al contrario, se complemen-tan y describen distintas partes del panorama general de laevolución. Había cosas que Darwin, simplemente, no podíaresolver. No sabía que ciertas características podían trans-mitirse. Él pensaba simplemente en algún mecanismo queofreciera esta posibilidad.

En 1953, FRANCIS CRICK y JAMES WATSON (Fig.4) hicieron un descubrimiento que confirmó de maneradefinitiva todo cuanto Darwin había postulado acerca dela evolución. Se trata del código químico que determinala creación de los organismos, el ácido desoxirribonu-cleico o ADN (Fig. 5), hallazgo que otorgaría a amboscientíficos el Premio Nobel de Medicina en 1962. Estamolécula constituye un lenguaje común a todas las for-mas vivas, por lo que los investigadores de nuestros díassólo tienen que recurrir a este «libro» de la genética paraentender muchos de los mecanismos que son responsa-bles de la evolución.

Los descubrimientos de Mendel, Watson y Crickhan permitido resolver, entre muchas otras cuestiones,el misterio de los pinzones de Darwin. En su ADN sepuede comprobar no sólo la existencia del proceso evo-lutivo, sino también los cambios en los seres vivos ysus apariencias exteriores: si se activa un gen, produceuna proteína concreta en la célula. Si se activa, porejemplo, un gen para la proteína BMP4, el pico del ave


Figura 4. Francis Crick y James Watson.

Figura 3. Gregor Mendel.

será corto y grueso. Si se activa el gen para la proteínacalmodulina, el pico será fino y alargado.

Además, los científicos sabemos hoy que la evoluciónno se produce sólo mediante cambios en los genes, en-tendiendo éstos como mutaciones, sino por medio de di-ferentes activaciones de los mismos. El «libro» de la Ge-nética tiene un contenido muy similar en una mosca, unratón y un ser humano. ¿Qué nos hace entonces diferen-tes? El número de páginas que se leen en cada organismoy el tiempo que se tarda en leerlas. El ser humano poseeaproximadamente 21.000 genes, exactamente los mis-mos que un ratón. Y la mayoría de ellos son iguales quelos del ratón. Esto constituye una prueba de que no seprecisa de nuevos genes para la creación de una nuevaespecie, sino que se trata de combinarlos de forma dife-rente y activar determinadas unidades.

PERSPECTIVAS DE FUTURO

Respecto a cómo se presenta el futuro gracias a lasobservaciones de Darwin y a las posteriores aportacionesde grandes naturalistas e investigadores es incierto. Al-gunos científicos como CRAIG VENTER, fundador deCelera Genomics y promotor de su propio Proyecto Ge-noma Humano o el «padre» y creador de la oveja Dolly,IAN WILMUT, piensan que el diseño y la selección ge-nética sustituirán a la evolución de Darwin.

Afortunadamente, lo cierto esque esa idea por el momento for-ma parte de la ciencia ficción. Elhecho de conocer que un gen esel responsable de una determina-da característica no significa quepodamos alterarlo y manipularlo.Un organismo es demasiado com-plejo y es prácticamente imposi-ble modificar un gen sin que secause con ello efectos secunda-rios sobre otros genes. Y en estesentido, científicos como la Pre-mio Nobel de Medicina de 1995,CHRISTIANE NÜSSLEIN-VOL-HARD, avisan de los peligrosque pueden acarrear posibles in-tervenciones tecnológico-genéti-cas sobre la evolución.

En cualquier caso, sean cuales sean los caminosque recorramos los investigadores de hoy, es incues-tionable que la obra «El origen de las especies» deCharles Darwin influyó profundamente en el pensa-miento acerca de nosotros mismos y, conjuntamentecon las teorías astronómicas de grandes pensadores ycientíficos como COPÉRNICO y GALILEO (siglos XVI yXVII, respectivamente), cambió la forma de pensar delmundo occidental. Al igual que la Astronomía nosmuestra que no somos el centro del Universo, la Bio-logía nos enseña que, hasta donde la Ciencia puedemostrar, no somos fundamentalmente diferentes deotros organismos en cuanto a orígenes o lugar queocupamos en la Naturaleza.

La ley de descendencia y selección natural que Char-les Darwin plasmó en su obra puede observarse hoy me-jor que nunca gracias a nuevos métodos de investigaciónen genética, biología molecular, etc.

De una cosa estoy segura, si Darwin siguiera vivohoy, se sentiría fascinado de los avances a los que dieronlugar sus ideas y, quién sabe, quizás fuese un biólogomolecular.

Rosario Planelló CarroGrupo de Biología

Dpto. de Física Matemática y de Fluidos


Figura 5. El ácido desoxirribonucleico o ADN.


COLABORACIONES EN FÍSICA

LAS PARTÍCULAS MÁS ENERGÉTICASDE LA NATURALEZA

¿Cuáles son las partículas más energéticas que exis-ten en la naturaleza? Ante esta pregunta muchos lectoresestarán quizá pensando en el LHC, el «Large Hadron Co-llider», recientemente puesto en marcha y que será capazde producir haces de protones con energía extremada-mente alta. Efectivamente en el LHC se espera conseguirprotones y antiprotones de 7 TeV de energía, es decir7 × 1012 eV. Nunca antes se había podido alcanzar, en unacelerador hecho por el hombre, tan alta energía. De hechoesta energía tiene dimensiones macroscópicas puesto quees del orden de 1 μJ (7 × 1012 eV × 1,6 × 10-19 J/eV = 1,1 ×10-6 J). Por compararlo con un objeto macroscópico fa-miliar diremos que es aproximadamente igual a la ener-gía cinética de un mosquito de 60 mg volando a 20cm/s. El vuelo de un inofensivo mosquito puede parecerpoca cosa pero pensemos en que esa energía cinéticaestá siendo (será) transportada por una única partículaelemental (fig. 1). Sin embargo, no son éstas las partícu-las más energéticas que existen en la naturaleza. Laspartículas con mayor energía que han sido detectadasprovienen del espacio. Se trata de los rayos cósmicos, en

concreto de una pequeñísima fracción de la radiacióncósmica; y es que se han detectados partículas con ener-gías superiores a 1020 eV, es decir, varios órdenes demagnitud superior a la de los protones de LHC. En estecaso corresponde a una energía de aproximadamente50 J (fig. 2). Para hacerse una idea práctica de lo querepresenta diremos que es similar a la de un saque de te-nis en el que una pelota de 56 g se acelera hasta una ve-locidad de 150 km/h. Obviamente la energía del saque detenis es incomparablemente superior a la del inofensivomosquito.

¿Qué son estas partículas?, ¿cómo se descubrieron?,¿cómo se detectan?, ¿cómo se puede medir su energía?Intentaremos en este artículo responder de manera brevea estas preguntas. Pero también nos haremos otras, como¿cuál es el origen de estas partículas?, ¿en qué objetoscósmicos se generan?, ¿cómo pueden acelerarse hasta al-canzar tan alta energía?. Desgraciadamente aún esta-mos lejos de poder responder con precisión a estas últi-mas preguntas.

EL DESCUBRIMIENTO DE LOS RAYOSCÓSMICOS

Tradicionalmente se atribuye el descubrimiento de laradiación cósmica al físico austríaco Victor Hess que en

Figura 1. El gran colisionador de hadrones LHC en el CERN podráacelerar protones hasta una energía de 7 TeV. Cada protón tendrá la

misma energía cinética que un mosquito en vuelo, 1 μJ.

Figura 2. Algunos rayos cósmicos que llegan a la Tierra transportantanta energía como la que se comunica a una pelota de tenis

en un saque, 50 J.

��


una serie de vuelos en globo que realizó durante 1912(fig. 3) comprobó que la señal de ionización de fondoque los electroscopios registraban, aun en aparente au-sencia de fuentes radiactivas, aumentaba con la altura envez de disminuir, como sería de esperar si esta señalproviniera de fuentes naturales en la Tierra. Una vezdescartadas otras posibles explicaciones se llegó a laconclusión de que esta radiación provenía de arriba, esdecir, del exterior de la Tierra. Este experimento supusoel nacimiento de la Física de Rayos Cósmicos, bautiza-dos con este nombre por Millikan (1925). El experimen-to de Hess mostró además el gran poder de penetraciónde esta radiación. Por este motivo muchos científicos(entre ellos Millikan) supusieron que debían ser rayos γ.Una serie de brillantes experimentos realizados por Sko-belzyn (1925), Bothe y Kolhörster (1937), Neddermeyery Anderson (1937) y Street y Stevenson (1937) demos-traron que esta radiación penetrante consistía realmenteen partículas cargadas similares a los electrones, pero demucha mayor masa. En estos experimentos se emplearon

cámaras de niebla, detectores Geiger y, por primera vez,la técnica de coincidencias. Fue algo más tarde, em-pleando emulsiones nucleares, cuando en 1947 el grupode Bristol (Lattes, Muirhead, Occhialini y Powell) descu-bre el pión y su desintegración en un muón que con unamasa de 207 veces la del electrón, resulta ser la partícu-la penetrante que da lugar a la radiación de fondo ob-servada por Victor Hess. Estos experimentos pudieron seradecuadamente interpretados gracias al desarrollo de lateoría de la radiación desarrollada por Bethe y Heitler(1934). Debido a su gran masa, el poder de frenado ra-diativo de un muón es mucho menor que el del electróny por tanto los muones resultan ser extraordinariamentepenetrantes.

Otro importante hito en la historia del descubri-miento de los rayos cósmicos fue la observación de lasllamadas cascadas atmosféricas extensas. En 1938, PierreAuger (fig. 4) y sus colegas de la Escuela Normal Supe-rior de París observaron coincidencias entre señales pro-ducidas en contadores Geiger que se encontraban sepa-


Figura 3.- Victor F. Hess aterriza tras su histórico vuelo a 5.300 metros el 7 de agosto de 1912 (derecha).Preparativos para uno de sus vuelos (izquierda) [1].

rados por distancias de hasta 150 metros. La teoría de lasllamadas cascadas electromagnéticas había sido des-arrollada poco antes por Babha y Heitler (1937) y Carl-son y Oppenheimer (1937). Cuando un rayo γ de altaenergía atraviesa la materia se convierte en un par elec-trón – positrón (e- - e+) y éstos a su vez generan rayos γpor el efecto conocido como bremsstrahlug. El proceso serepite dando lugar a una cascada de partículas (rayos γ,e+, e–). Debido a las numerosas colisiones elásticas de loselectrones y positrones con los núcleos del medio la ex-tensión física de esta cascada aumenta con la distanciarecorrida.

Las medidas de Auger resultaron ser compatiblescon una cascada electromagnética generada a lo largo dela atmósfera por un rayo γ con energía del orden de1015 eV. Fue un resultado sorprendente para la comuni-dad científica pues nunca antes se había observado unapartícula tan extraordinariamente energética. Piénseseque la energía típica de los electrones en los átomos va-rían entre 1 y 103 eV (keV) y la de las radiaciones aso-ciadas a los fenómenos nucleares son del orden de 106

eV (MeV).Sin embargo, en una cascada electromagnética no se

producen los piones y muones observados pocos añosmás tarde por el grupo de Bristol. La combinación deambas observaciones permitió ajustar las piezas del rom-pecabezas. La Tierra está sometida al constante bom-bardeo de núcleos atómicos desnudos (sin electrones), ensu mayor parte protones. Ésta es la conocida como ra-diación cósmica primaria. Al penetrar en la atmósfera,cada uno de estos rayos cósmicos primarios interaccionacon un núcleo atmosférico (nitrógeno u oxígeno) produ-ciendo lo que se conoce como una cascada hadrónica, si-milar a la cascada electromagnética, pero en la que de-

bido a la naturalezade las interaccionesnucleares, se producenuna gran variedad departículas elementales(fig. 5), no solo elec-trones, positrones yrayos g, sino ademáslos piones y muonesobservados por el gru-po de Bristol, junto amuchas otras partícu-las. Estos productosconstituyen lo que se

conoce como rayos cósmicos secundarios. La mayor par-te de los cuales son absorbidos en la atmósfera, no asílos muones que llegan al suelo debido a su gran poderde penetración unido a su relativamente larga vida me-dia (2,2 μs), aumentada por el efecto de la dilataciónrelativista.

Muchos más detalles sobre los estudios pioneros dela radiación cósmica pueden encontrarse en [1].

LAS MÁS ALTAS ENERGÍAS

Una pequeña fracción de los rayos cósmicos prima-rios posee energías tan altas que una parte muy impor-tante de sus productos secundarios incluidos electrones,positrones y rayos γ alcanzan el suelo. Fueron cascadasde este tipo las que P. Auger observó y aunque el cálcu-lo de 1015 eV de energía primaria se hizo suponiendo unacascada electromagnética, la energía de la correspon-diente cascada hadrónica es similar. A estas altas ener-


Figura 4. Pierre Auger, descubridor delas cascadas atmosféricas extensas.

Figura 5. Cascada de partículas generada por una rayo cósmicode alta energía a su entrada en la atmósfera.

gías, incluso la componente electromagnética de la cas-cada llega al suelo y, por lo tanto, las señales que regis-tran los detectores son en buena parte debidas a electro-nes y positrones. Empleando esta técnica J. Linsleyobservó en 1962 una cascada de partículas cuyas carac-terísticas indicaban una energía primaria del orden de1020 eV. Esta detección conmocionó a la comunidad cien-tífica puesto que resultaba inimaginable la posibilidad deacelerar partículas hasta energías tan extraordinaria-mente altas.

Este resultado impulsó la construcción de otros de-tectores. La principal dificultad reside en el bajísimo flu-jo de rayos cósmicos a estas energías. El espectro deenergía de los rayos cósmicos decrece según una ley depotencia E-γ (figs. 6 y 7) de tal modo que la frecuencia dellegada a la Tierra de rayos cósmicos con energía supe-rior a 1015 eV es de 1 m-2 año-1 reduciéndose a 1 km-2

año-1 a energías superiores a 1018 eV, no esperándoseuna frecuencia superior a 1 km-2 siglo-1 por encima de1020 eV.


Figura 6. El espectro de energía de los rayos cósmicos sigue una ley E-γ.Obsérvese el aumento en la pendiente que tiene lugar a 1015 eV (la rodilla).

Se sospecha que pueda ser debido a un cambio en el mecanismo deaceleración. También se observa una ligera suavización a 1018 eV (el

tobillo). A partir de esta energía el flujo de rayos cósmicos que llegan a laTierra se hace extremadamente bajo.

Figura 7. La escala deenergías de los rayos cósmicosextremos. Se sospecha que eltobillo del espectro puedaestar relacionado con latransición de rayos cósmicosgalácticos a extragalácticos.Se indica la energía del corteGZK por encima de la cual elflujo de rayos cósmicos debedisminuir sensiblemente. Sinembargo se han observadoalgunos rayos cósmicos conenergías superiores a 50 J.


Figura 8. Akeno Giant Air Shower Array (AGASA). Distribución en el suelo de los detectores de la cascada (derecha)y uno de los detectores individuales (izquierda).

Para poder compensar el bajo flujo es necesario ha-bilitar inmensas áreas de detección. Por ejemplo, la co-laboración AGASA instaló sobre una superficie de alre-dedor de 100 km2 111 centelleadores de 2,2 m2 cada unoy 27 dispositivos blindados específicos para la detec-ción de muones (fig. 8). En el año 1993 este detector re-gistró un suceso de 2 × 1020 eV.

Otra técnica alternativa está basada en la observa-ción de la luz de fluorescencia producida por la cascadade partículas al atravesar la atmósfera. Las partículascargadas, principalmente electrones/positrones excitanmoléculas del nitrógeno atmosférico que en su desexci-tación emiten de forma isótropa fotones en el rango delultravioleta próximo. De este modo, el desarrollo de unacascada iniciada por un rayo cósmico puede ser obser-vado de manera similar a la entrada de un meteorito enla atmósfera. Un rayo cósmico de ultra-alta energía ge-nera la luz equivalente a una bombilla de 100 W mo-viéndose hacia el suelo a la velocidad de la luz. Para de-tectar este flash de luz el experimento Fly’s Eye usó un

gran número de espejos cubriendo cada uno una pe-queña fracción del cielo. La luz de cada uno de ellos eraconcentrada en un fotomultiplicador (fig. 9). La detec-ción simultánea de un flash luz por varios espejos a lolargo de una trayectoria sobre el cielo indicaba la pene-tración de un rayo cósmico en la atmósfera. La intensi-dad de luz de fluorescencia proporciona una medida dela energía del primario. En el año 1991 este experimentoobservó un rayo cósmico de 3,2 × 1020 eV. El experi-mento Fly’s Eye fue posteriormente ampliado pasando adenominarse HiRes (High Resolution Fly’s Eye).

Para más detalles de esta sección se recomienda lareferencia [2].

EL CORTE GZK

Cuatro años después de que J. Linsley detectara porprimera vez un rayo cósmico ultra-energético, Greisen, eindependientemente Zatsepin y Kuz’min [3] se dieroncuenta de que la radiación de fondo de microondas de-

bería de hacer relativamente opaco al Universo pararayos cósmicos de tan alta energía. Suponiendo queestos rayos cósmicos sean protones, puede tener lugar lareacción:

γ3K + p → Δ+ → π0 + p

con la consecuente degradación de su energía, de talmodo que para E > 1020 eV la longitud de atenuaciónresulta ser inferior a 50 Mpc. Esta predicción tiene va-rias consecuencias trascendentales. En primer lugar, su-poniendo el origen universal de estos rayos cósmicos, esde esperar un corte en el espectro a energías del ordende 5 × 1019 eV. Es decir, los rayos cósmicos con energí-as por encima de este valor no pueden llegar con tantafrecuencia porque una fracción significativa del Uni-verso resulta opaca para ellos. Éste es el conocido comocorte GZK.

Otra consecuencia importante está relacionada conlas direcciones de llegada de estos rayos cósmicos. Enprincipio, la distribución de direcciones de llegada de laradiación cósmica primaria es perfectamente isótropa.Esto es debido a que los rayos cósmicos antes de llegar ala Tierra atraviesan regiones del espacio en los que exis-ten campos magnéticos con una importante componen-te aleatoria. Por este motivo la dirección de llegada no

tiene ninguna correlación con la fuente en donde se ori-ginó el rayo cósmico. Resulta innecesario recordar que laastronomía está basada en el hecho de que los fotonesviajan en línea recta independientemente de estos cam-pos magnéticos. De otro modo al mirar al cielo no ve-ríamos más que un fondo luminoso uniforme.

La información que poseemos de los campos mag-néticos cósmicos nos indica que los rayos cósmicos conenergías superiores al corte GZK no deberían desviarsede forma importante en su camino hasta nosotros. Portanto si se detectan rayos cósmicos por encima del cor-te GZK, la dirección de llegada a la Tierra debería apun-tar a la fuente. ¿Sería posible la Astronomía de RayosCósmicos?

¿CUÁL ES SU ORIGEN?

Aunque aún no se han identificado de forma precisalas fuentes, es muy probable que estos núcleos de ultra-alta energía sean de origen extragaláctico. En cualquiercaso nuestra galaxia no sería capaz de confinarlos pues-to que su campo magnético no puede curvarlos sufi-cientemente. En otras palabras, el radio de Larmor esinferior al tamaño de nuestra galaxia.

La pregunta ahora es ¿qué objetos cósmicos soncapaces de acelerar núcleos hasta tan altas energías? Elprocedimiento más eficiente para la aceleración de ra-yos cósmicos es el conocido como mecanismo de Fermide primer orden. En este modelo las partículas son ace-leradas en las múltiples colisiones que pueden sufrir enondas de choque como las que se generan en explosio-nes de supernovas. Sin embargo, los remanentes de su-pernova solo pueden explicar aceleraciones hasta ~1015

eV, simplemente porque no tienen tamaño suficientepara conseguir las energías extremas. Existen otros ob-jetos cósmicos donde se espera que se generen fuertesondas de choque y con características (campo magnéti-co y tamaño) más favorables para alcanzar mayoresenergías. Uno de los candidatos a ser fuente de rayoscósmicos de ultra-alta energía son los núcleos activosde galaxias AGN. Se trata de galaxias en las que se sos-pecha que alojan en su centro un agujero negro super-masivo.

Obviamente, la posibilidad de determinar de maneradirecta las fuentes emisoras a partir de la dirección dellegada de rayos cósmicos de suficiente energía permiti-ría resolver de manera inequívoca el problema. Sin em-bargo, para ello se necesita recolectar un gran número de


Figura 9. Algunos de los espejos del detector de fluorescencia Fly’sEye (arriba). Uno de los telescopios del proyecto HiRes (abajo).

rayos cósmicos ultraenergéticos. Por lo dicho anterior-mente, el hallazgo de anisotropías correlacionadas conlas posiciones de AGNs sería un primer paso que podríamás tarde materializarse en verdaderas detecciones cuan-do dispongamos de suficiente estadística.

Se han propuesto también modelos del tipo top-down en los que fuentes exóticas, como materia oscurasuperpesada o defectos topológicos, podrían generaren su desintegración rayos cósmicos ultraenergéticos.Estos modelos pueden ponerse a prueba, pues tienenimplicaciones que pueden ser comprobadas experimen-talmente. Por ejemplo, en estos modelos no aparece elcorte GZK del espectro de energía pero se predice unalto flujo de rayos γ ultra-energéticos que deberían serobservados.

Más detalles sobre el origen de los rayos cósmicos deultra-alta energía se pueden encontrar en [2].

ESTADO ACTUAL

El proyecto AGASA finalizó sus operaciones en ene-ro de 2004. Los resultados obtenidos pueden básicamen-te resumirse en la ausencia del corte GZK en el espectroy la posible observación de anisotropía en una direcciónmuy próxima al centro galáctico. El experimento HiResoperó durante el periodo 1997-2006 obteniendo resulta-dos contradictorios a los de AGASA puesto que observa-

ron el corte GZK y las direcciones de llegada resultaroncompatibles con una perfecta isotropía. Es difícil inter-pretar estas notables discrepancias teniendo en cuentaque en ambos experimentos el número de rayos cósmi-cos detectados es muy bajo y además emplean técnicasexperimentales muy distintas, sujetas a diferentes tiposde errores sistemáticos.

Con el objetivo de resolver este importante problemacientífico la colaboración internacional Pierre Auger,constituida por científicos de 17 países, ha puesto enmarcha en la provincia argentina de Mendoza el mayorobservatorio de rayos cósmicos del mundo. Este Obser-vatorio, cuya construcción ha sido recientemente finali-zada, ya ha proporcionado nuevos datos con mucha ma-yor precisión que los conocidos hasta ahora. Con elobjetivo de tener acceso a todo el cielo y aumentar deforma significativa la muestra de datos, la colaboraciónha propuesto la construcción de otro observatorio aúnmayor en el hemisferio norte, concretamente en el esta-do de Colorado (USA).

EL PROYECTO PIERRE AUGER

El Observatorio

El Observatorio Pierre Auger Sur consta de dos ins-trumentos: Un array, con más de 6000 detectores ocu-pando una superficie de alrededor de 3000 km2, y un de-tector de fluorescencia, con un total de 24 telescopiosdistribuidos entre 4 ubicaciones para observar la entradaen la atmósfera de los rayos cósmicos. Este observatoriosupone un gran avance frente a sus antecesores, puestoque el array de superficie (fig. 11) dispone de un área dedetección 30 veces superior a AGASA y el sistema de te-lescopios de fluorescencia (fig. 12) es significativamentemás eficiente que el de HiRes. El carácter híbrido delObservatorio Pierre Auger, es decir, la capacidad de re-gistrar los rayos cósmicos empleando de manera simul-tánea las dos técnicas de detección, le permite reducir demanera significativa los errores sistemáticos.

Cada técnica tiene sus ventajas e inconvenientes.Por ejemplo, los telescopios pueden medir la energía delrayo cósmico primario a partir de la luz de fluorescenciacuya intensidad es proporcional a la energía depositadaen la atmósfera. En cambio un array de superficie nece-sita usar los modelos de interacción hadrónica (colisionesnucleares) para obtener la energía a partir de los pro-ductos secundarios registrados en el suelo. Estos modelos


Figura 10. Centauro A contiene un núcleo galáctico activo. Ésta esuna de las posibles fuentes de rayos cósmicos ultraenergéticos.

hadrónicos solo han podido ser probados hasta las má-ximas energías disponibles en aceleradores, y por lo tan-to muchos órdenes de magnitud inferior a las colisionesentre el rayo cósmico y los núcleos atmosféricos. Sinembargo, los telescopios de fluorescencia solo puedenoperar durante periodos limitados de tiempo (nochesclaras y sin Luna). La combinación de ambas técnicas(fig. 13) ha permitido al Observatorio Auger calibrar enenergía el detector de superficie usando los sucesos hí-bridos, es decir, registrados simultáneamente por ambosdetectores.

Resultados del Proyecto Auger

Aunque la construcción del Observatorio Sur finali-zó oficialmente en noviembre de 2008, se han venido to-mando datos desde que los primeros detectores de su-perficie y el primer telescopio de fluorescencia fueroninstalados en el año 2001. A partir del año 2007 se hanpublicado una serie de resultados relevantes en este cam-po que vamos a resumir a continuación.

Se ha obtenido el espectro de energía por encima de1018 eV a partir de más de 35000 rayos cósmicos regis-trados. El error sistemático más importante proviene de

la escala de energía y se estima en alrededor del 22%. Seha medido con precisión el cambio de pendiente en laregión alrededor de 4 × 1018 eV (el llamado tobillo del es-pectro) probablemente debido a la transición de rayoscósmicos galácticos a extragalácticos. A partir de estaenergía el espectro cae con una ley de potencia (γ =2,55 ± 0,04) hasta una energía de 3,98 × 1019 eV, a partirde la cual se observa una clara disminución del flujo,perfectamente compatible con el efecto GZK predichoen 1966.

Se ha estudiado la distribución de direcciones dellegada en busca de anisotropías, tanto a pequeña comoa gran escala. No se han observado indicios de direccio-nes privilegiadas alrededor del centro galáctico en opo-sición al resultado de AGASA. Sin embargo, la búsquedade correlaciones con un conjunto específico de AGNsllevado a cabo en 2007 dio un resultado positivo que fuepublicado en la revista Science con gran repercusión enla comunidad científica (más de 160 citas en solo 2años). En aquel momento se habían registrado 27 rayoscósmicos con energías superiores a 57 EeV que mostra-ban una clara correlación con los 472 AGNs del catálo-go Véron-Cetty/Véron con distancias superiores a 75Mpc. Esta correlación específica ha disminuido durante


Figura 11. «Array» de superficie del Observatorio Pierre Auger. Los detectores se extienden sobre un área total de 6000 km2 (izquierda). Sobre lafoto se señalan con flechas algunos de los detectores separados entre sí por una distancia de 1,5 km (derecha).

el último año, no obstante se mantiene de manerainequívoca la evidencia de anisotropía.

Aunque el objetivo del Observatorio es la detecciónde rayos cósmicos cargados, ambos detectores son tam-bién sensibles a rayos γ cósmicos de ultra-alta energíaque a su entrada en la atmósfera generan una cascadaelectromagnética. El resultado de la búsqueda ha sidonegativo, pero ha proporcionado límites al flujo de rayosγ de ultra-alta energía notablemente inferiores a los im-puestos en experimentos previos. Estos nuevos límitesmás restrictivos están empezando a descartar algunosmodelos top-down propuestos para explicar el origen delos rayos cósmicos de ultra-alta energía.

Un parámetro muy importante que hay que medir esla masa de estos rayos cósmicos, o más exactamente, ladistribución o espectro de masas. Éste es un ingredientefundamental junto al espectro de energía para poder in-terpretar las anisotropías. Cuanto mayor es la masa delnúcleo primario y/o menor es su energía más rápida-mente se desarrolla la cascada de partículas en la at-mósfera. La medida simultánea de la energía del rayocósmico y la profundidad en la atmósfera a la que lacascada adquiere su máximo desarrollo permite determi-nar la masa del primario. Este último parámetro se pue-de medir con el detector de fluorescencia. Los resultadosencontrados hasta la fecha parecen indicar una compo-

sición ligera haciéndose más pesada a las más altas ener-gías. Desgraciadamente la medida de la masa se apoyade manera inevitable en las predicciones de los modelosde interacción hadrónica que, como antes comentamos,no son fiables a estas energías.

Muchos más detalles sobre los resultados de lacolaboración Auger y las publicaciones correspondientesse pueden encontrar en la página web de la colabo-ración [4].

CONCLUSIONES

Los primeros intentos para entender la naturalezade los rayos cósmicos, descubiertos a comienzos del siglopasado, dieron lugar al nacimiento de la Física de Partí-culas. Más tarde, cuando los primeros aceleradores per-mitieron provocar de manera controlada colisiones entrepartículas, ambas disciplinas se separaron. En todos estosaños la Física de rayos cósmicos ha experimentado no-tables avances pero aun así son muchos los misterios quequedan por desvelar, en particular, el origen de los rayoscósmicos de energías extremas. Una de las principales di-ficultades proviene de nuestro limitado conocimiento delas interacciones de los núcleos a tan alta energía.

El gran colisionador de hadrones LHC del CERN hacomenzado a funcionar. Aunque la energía de los proto-


Figura 12. Detector de fluorescencia del Observatorio Pierre Auger. Cada una de las estaciones (izquierda) consta de cuatro telescopios,uno de los cuales se muestra en la figura (derecha).

nes es muy inferior a la de los rayos cósmicos, la energíade la colisión proton-antiproton en el centro de masasestará a solo un factor ≈30 con respecto a colisionesprotón-núcleo atmosférico. Con certeza los resultadosdel LHC permitirán reducir muchas incertidumbres siste-máticas en la interpretación de los datos de rayos cós-micos. Hay que admitir que el inofensivo mosquito de 1mJ posee capacidades únicas para entender los procesosfísicos de alta energía. A diferencia de lo que ocurrecon los rayos cósmicos, en el LHC se sabe qué partículascolisionan y qué energía tienen. Además se pueden me-dir con precisión todos los parámetros de la colisión ylos productos resultantes. La interpretación de los datosde rayos cósmicos es mucho más complicada puesto queno sabemos con seguridad cuáles son los núcleos prima-rios, su energía se mide con poca precisión y, además,solo observamos una pequeñísima fracción de los pro-ductos resultantes.

Sin embargo, por muchos años, las partículas másenergéticas de la naturaleza seguirán siendo los rayos

cósmicos, al menos una pequeña fracción de ellos. Es-peremos que en un futuro próximo sepamos que obje-tos cósmicos los producen y que procesos físicos estándetrás.

BIBLIOGRAFÍA

1. Sekido, Y. and Elliot, H. (editors): Early history ofcosmic ray studies, Reidel, Dordrecht, 1985.

2. Nagano M. and Watson A. A., Rev. Mod. Phys. 72,690 (2000).

3. Greisen, K., Phys. Rev. Lett., 16, 748 (1966); Zatsepin,Z. T., and V. A. Kuz’minZh, Eksp. Teor. Fiz. Pis’maRed., 4, 144 (1966).

4. http://www.auger.org/

Fernando Arqueros MartínezDpto. de Física Atómica, Molecular y Nuclear

Universidad Complutense de Madrid


Figura 13. Detección simultánea de un rayo cósmico por ambos detectores. El desarrollo de la cascada en la atmósfera es observada (en este casoparticular) por dos telescopios de fluorescencia (visión estereoscópica), mientras que las partículas cargadas de la cascada son registradas por

varios detectores del array de superficie.


COLABORACIONES EN QUÍMICA

UNA BREVE HISTORIA DE LOS ÁTOMOS:LA EVOLUCIÓN QUÍMICA DEL UNIVERSO

Desde niña nunca le había resultado fácil tragar laspastillas. Afortunadamente éstas eran muy pequeñas.María tomó una del frasco, se la puso en la lengua y seayudó con un poco de agua, cumpliendo el rito diario que,desde hacía unos años, había optado por asumir. El litioera una bendición apenas incómoda que la mantenía es-tabilizada, y le permitía llevar una vida normal desdeque le diagnosticaron un claro, aunque leve, trastornobipolar. Mientras se preparaba para salir de casa, repa-sando mentalmente las actividades que tenía por delanteen este día, pensaba en lo significativo de ese pequeñogesto, ya asumido como automático en su vida diaria, quele permitía desarrollar una investigación de primera líneaen astrofísica: el hidrógeno en el vaso de agua, y el litiode la pequeña pastilla, tenían trece mil setecientos millo-nes de años de antigüedad. Sus átomos se habían forma-do cuando el universo apenas tenía unos minutos deexistencia. Paradójicamente, no era posible datar los áto-mos de oxígeno de esas mismas moléculas de agua; todolo que podíamos decir sobre ellos es que su síntesis seprodujo en el interior de alguna estrella, hace más de cin-co y menos de trece, miles de millones de años. María ha-bía decidido tomar esta reflexión como pie de entrada.Esta tarde pondría a prueba sus habilidades comunicati-vas en la conferencia pública que daba sobre la historia delos átomos en el universo.

INTRODUCCIÓN

Todo lo que somos, todo lo que nos rodea, nosotrosmismos y nuestro entorno, estamos construidos en últi-ma instancia con átomos de diversa índole. Los átomosse pueden entender como las entidades mínimas de ma-teria que mantienen sus propiedades químicas específicasdiferenciadas, que los distinguen a unos de otros. Cono-cemos 118 tipos diferentes de átomos, la mayoría deellos se encuentran en la naturaleza solos o en com-

puestos, y algunos sólo existen porque los hemos creadoen laboratorios1.

Tan pequeños como son (el nombre proviene delgriego ατομον, que significa «sin partes»), los átomos re-sultan ser estructuras, más o menos complejas, com-puestas de tres tipos de partículas elementales: los pro-tones y los neutrones, que se encuentran empaquetadosmuy compactos en el núcleo del átomo, y los electrones,que se mueven alrededor del núcleo en órbitas muy ale-jadas del mismo. Así resulta que la materia que conoce-mos tiene una estructura paradójicamente casi vacía.Por un lado, el núcleo contiene prácticamente toda lamasa: los neutrones y los protones tienen una masa muysimilar entre sí, y son casi mil veces más masivos que loselectrones. Por otro lado, casi todo el volumen de unátomo está vacío, pues los electrones orbitan a distanciasque son unas diez mil veces el tamaño del núcleo2.

Los protagonistas principales de esta historia sonlos dos átomos más sencillos y ligeros: el hidrógeno (H)está compuesto por un electrón (e–) orbitando alrededorde un núcleo que sólo tiene un protón (p+); el helio (He)tiene dos e- alrededor de su núcleo compuesto por dos p+

y dos neutrones (n). Así pues, la masa atómica del H esla unidad (1p+) y su carga atómica es también la unidad(1p+); mientras que el He tiene una masa de cuatro(2p++2n) y una carga de dos (2p+). El tercer protagonistade esta historia es el deuterio (D), un H pesado ya que ensu núcleo tiene un protón y un neutrón.

Hay sólo dos situaciones principales donde se for-man los núcleos de todos los átomos (proceso que cono-cemos como nucleosíntesis): en los primeros minutos devida del universo (nucleosíntesis primordial), y durante lavida y muerte de las estrellas (nucleosíntesis estelar y nu-cleosíntesis explosiva)3.

1 El 118, de nombre Ununoctio, fue descubierto en el año 2006, aun-que el de número atómico 117, Ununseptio, aún no se ha descubierto.2 Una manera de visualizarlo es suponer que el átomo de H tuviera el ta-maño del estadio de fútbol Santiago Bernabeu, si el protón fuera del ta-maño de un garbanzo en el centro del campo, entonces el electrón esta-ría orbitando por las gradas y el resto del estadio/átomo estaría vacío.3 Existen otras dos circunstancias secundarias que no explicaremosaquí: (i) cuando los rayos cósmicos interactúan con el medio interes-telar y, por supuesto, (ii) la fabricación de los elementos artificiales enlos aceleradores de partículas.

��


NUCLEOSÍNTESIS PRIMORDIAL

En sus comienzos, el universo tiene una enormedensidad de energía, formando un plasma de creación-aniquilación de partículas-antipartículas a una tempera-tura y una densidad muy elevadas. Una pequeñísimaasimetría, de una diez mil millonésima extra de materiasobre antimateria, da lugar a nuestro universo de materiaen rápida expansión. Cuando el universo tiene una edadde apenas 3 minutos, se ha enfriado lo suficiente comopara que los neutrones y los protones sean estables4 parapoder aglutinarse en núcleos de deuterio. Dos núcleos deD dan lugar a uno de He:

p + n → 21D ; 2

1D + 21D → 4

2He

En apenas un dramático cuarto de hora, cuando eluniverso tiene 20 minutos de vida, la rápida y continua-da expansión hace que se enfríe lo suficiente como paraque la producción de D y de He se detenga súbitamente.Este hito histórico marca la posterior evolución químicadel universo: el 75% de la masa está en forma de H y el25% en forma de He.5

Era uno de los recuerdos más vívidos de su infancia.Una noche sin luna, de cielo despejado y límpido tras lasrecientes lluvias de primavera. María salió al patio, res-piró con ganas, su consciencia se inundó del profundoaroma a tierra mojada. Alzó su mirada inocente haciauna bóveda preñada de estrellas.

LA HISTORIA DE FORMACIÓN ESTELARDEL UNIVERSO

Con total ignorancia de lo que ocurre en su seno, eluniverso continúa en perpetua expansión, y en este de-venir se va enfriando y se hace menos denso en valormedio. Y decimos en valor medio porque localmente,acá y allá, la historia es bien diferente. Así es, aunque ensu conjunto el universo era y es relativamente uniforme,

unas pequeñas irregularidades iniciales en densidad cre-cen con el tiempo, debido a que la fuerza de la gravedadhace que más materia se vaya acumulando a su alrede-dor. A medida que una nube de H y He se hace cada vezmás densa su mayor gravedad atrae a más materia. Se-gún se hace más densa también se calienta más, llegan-do un momento en el que se alcanzan temperaturas devarios millones de grados en su interior.

Ponemos la película en avance rápido y nos paramosen el momento en que el universo tiene 500 millones deaños. Durante esos años de expansión global, muchosgrumos locales se han hecho tan densos y calientes (va-rios millones de grados) que en su interior los núcleos deH comienzan a fusionarse en núcleos más pesados me-diante reacciones termonucleares. En este momento tanespecial el universo se ilumina a la luz de las primerasestrellas. Aún no las hemos visto, pero sabemos que lasprimeras estrellas estaban formadas sólo por H y He, ytenían masas de hasta 500 ó 1.000 veces la masa del Sol,muy superiores a las masas máximas que pueden al-canzar las estrellas de las generaciones posteriores.

Es como si este momento marcara la pubertad deluniverso, el rito de paso a la madurez. A partir de en-tonces, comienza la formación de todo el resto de áto-mos más pesados en el universo, aquellos que nos sontan familiares: el carbono (C) de nuestras células, el ni-trógeno (N) del aire, el oxígeno (O) que respiramos trans-portado por el hierro (Fe) del rojo torrente sanguíneo. Sí,porque estos átomos se producen en la nucleosíntesisestelar durante la vida y muerte de las estrellas.

Pero no adelantemos acontecimientos. Antes de vercómo ocurre esta transmutación atómica estelar, veamoscuál ha sido la historia general de la formación de las es-trellas en el universo. Cuando el director del Space Teles-cope Science Institute6 decidió dedicar casi doce días com-pletos del Telescopio Espacial Hubble para tomar laimagen más profunda del universo, tomó una decisiónhistórica. Si tomamos un grano de arroz entre la punta denuestros dedos índice y pulgar con el brazo extendidofrente al cielo, la parte de cielo que oculta el grano dearroz es el tamaño de la imagen conocida como el campoultraprofundo del Hubble (HUDF, sus siglas en inglés). Enesta imagen (Figura 1), que se tomó en una zona del cielodonde no se conocía ningún objeto, aparecieron (tras seismillones de segundos de exposición) más de diez mil ga-


4 Los protones son tan estables, con una vida media de 1036 años (eluniverso apenas tiene 1,4×1010 años), que aún son los mismos de en-tonces. La pequeña diferencia entre la masa del p+ y la del n a latemperatura del universo a los 3 minutos, T = 3 MeV, puede usarse enla ecuación de Boltzman para deducir que se formaron en proporción1n/7p+.5 Quedan también residuos de 0,01% de D, y apenas trazas de 10-10 delitio y berilio, pero nada más.

6 STScI (Baltimore, USA) es el centro responsable de todo lo relacio-nado con el Hubble Space Telescope (HST).

laxias. Galaxias como la nuestra, la Vía Láctea, mayores omenores, cada una con miles de millones o cientos demiles de millones de estrellas como el Sol. Esta imagen re-presenta una instantánea de los últimos trece mil millonesde años (13 Ga) de evolución del universo.

La imagen del HUDF es como la fotografía de uncorte estratigráfico arqueológico, donde cada capa tieneuna edad diferente, y según donde encontremos un ob-jeto podemos establecer su antigüedad» (Wikipedia). Enla imagen del HUDF podemos medir el desplazamiento alrojo de cada galaxia, y así conocer qué edad tenía el uni-

verso en ese momento. En un corte estratigráfico o enuna fotografía del universo, cuanto más profundo másantiguo; pero en el universo, cuando miramos una gala-xia débil y lejana estamos viendo literalmente el pasado.La Figura 2 muestra una visión simbólica del desplieguehacia el pasado del HUDF. En el día de hoy (a la iz-quierda de la imagen) vemos al HST tomando esta pro-funda imagen. Las galaxias más débiles, enrojecidas ydistantes, están menos evolucionadas y estructuradas(hacia el centro de la figura). Cuando el universo eramás joven, pequeño y denso, los grumos de materia cre-cían merced a su gravedad, y chocaban y se fusionabanmuy frecuentemente, formando proto-galaxias y gala-xias cada vez más grandes y estructuradas. En estas co-lisiones y fusiones el gas se somete a grandes presiones ylas estrellas se forman de manera violenta, muchas, muyrápidamente mucho gas se transforma en estrellas.

De una galaxia no sólo medimos su distancia, tam-bién podemos medir cuántas estrellas se están formandoen ésa y otras galaxias a la misma distancia o edad deluniverso. De esta manera nos es posible trazar la historiade la formación estelar en el universo. Las medidas rea-lizadas con mucho esfuerzo durante las últimas décadasnos dicen que, desde que se formaron las primeras gala-xias hace más de 13 Ga, el ritmo de formación estelarcreció durante los primeros 2 Ga, para luego ir disminu-yendo sistemáticamente desde entonces. Esto se reflejaen el diagrama de la Figura 3, donde se representancuántas masas solares por año y por unidad de volumense han ido formando a lo largo del tiempo. Mientrasque el universo era lo suficientemente compacto comopara que las colisiones de galaxias fueran muy comunes,


Figura 1. Campo ultraprofundo del Telescopio Espacial Hubble(HUDF). Crédito: NASA, ESA, S. Beckwith y el equipo del HUDF

(STScI), y B. Mobasher (STScI).

Figura 2. El campo ultraprofundo del Telescopio Espacial Hubble noscuenta la historia del Universo. Crédito: NASA, ESA y A. Feild

(STScI).

Figura 3. La historia de formación estelar del universo.Crédito: adaptado de Rychard Bouwens (Universidad de Califormia,

Observatorio Lick).

el ritmo de formación creció, pero a medida que el uni-verso se sigue expandiendo estos encuentros son cadavez menos frecuentes, disminuyendo así el ritmo de for-mación estelar.

FORMACIÓN Y EVOLUCIÓN DE LASESTRELLAS. NUCLEOSÍNTESIS ESTELARY EXPLOSIVA

Las estrellas se forman en nubes de gas que se con-traen debido a su propia gravedad. El gas de la nube secalienta a medida que se contrae bajo enormes presiones.Si la temperatura supera los tres millones de grados,venciendo la repulsión eléctrica mutua entre los protonescargados positivamente, dos núcleos de hidrógeno sefusionan produciendo uno de deuterio, que a su vez sefusiona para dar helio. Arthur Eddington propuso la ideade este mecanismo como fuente de energía de las estre-llas en 1920, pero fue Hans Bethe en 1935 quien trabajólas reacciones detalladas. Son dos conjuntos de reaccio-nes principales: en las estrellas que tienen menos masaque 1,5 veces la del Sol, el H se fusiona en He mediante

la cadena protón-protón; en las estrellas más masivasdomina el llamado ciclo CNO.

No vamos a detallar aquí el complicado sistema dereacciones termonucleares. Simplificaremos diciendoque, a partir de los tres millones de grados, cuatro nú-cleos de H se fusionan para formar uno de He, me-diante toda una cadena de reacciones intermedias enlas que se libera energía en forma de radiación. Toda lamasa de estos cuatro núcleos de H se convierte en lamasa del He, excepto una pequeñísima cantidad, el0,7% (26,73 MeV), que se convierte en energía. Ésta esuna cantidad verdaderamente muy pequeñita de ener-gía, apenas una billonésima de caloría, pero en el Sol sefusiona H en He a un ritmo de un billón de kg/s, lo queequivale a la enorme cantidad de 1023 kcal. A este ritmode consumo de H, el Sol durará otros siete mil millonesde años.

Las estrellas más masivas alcanzan temperaturasmucho más elevadas en sus núcleos y, a partir de los 15millones de grados el ciclo CNO es dominante. En esteconjunto de reacciones cíclicas, núcleos de carbono, ni-trógeno y oxígeno actúan como catalizadores para queesos cuatro núcleos de H se fusionen finalmente en unode He, liberando energía en forma de radiación.

La radiación que se libera en las reacciones termo-nucleares es fundamental para mantener la estructura es-telar en equilibrio. De hecho, el colapso de la nube degas que forma una estrella se detiene debido a que lapresión de la radiación que se genera en estas reaccionesimpide que la estrella se siga colapsando. Así, mientrasque las reacciones termonucleares se vayan produciendoa un ritmo adecuado para que la presión de radiacióncontrarrestre la gravedad, la estrella permanecerá enequilibrio hidrostático. Pero, ¿qué ocurre a medida que elH se va transformando en He?

Cuando un 10% de la masa de H en el núcleo de unaestrella se ha transformado en He, la reacción se hacecada vez más difícil. Esto implica que se produce menosradiación, por lo que la presión de radiación disminuye yel núcleo estelar continúa su colapso bajo la implacablefuerza de la gravedad. Al comprimirse, el núcleo (queahora es casi todo de He) se calienta hasta tales tempe-raturas (100 millones de grados) que es posible que tresnúcleos de He se fusionen, a través del proceso triplealfa7, para formar un núcleo de C. ¡Carbono, la base de lavida! El C puede ir reaccionando sucesivamente con un


Figura 4. Arp 194 son un par de galaxias en interacción, donde sepotencia la formación estelar. En la imagen todo lo que se ve en

color azul claro, en las dos galaxias y en el puente de materia entreellas, son cientos de millones de estrellas recién formadas. Crédito:

NASA, ESA y el equipo del Hubble Heritage (STScI/AURA).

7 El núcleo de He se conoce también con el nombre de partícula alfa.

núcleo de He para producir los que se conocen como ele-mentos alfa: C, O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca, Ti.

La fusión de He hace que las capas externas de la es-trella se expandan, la temperatura disminuye, el He dejade fusionarse, el núcleo de la estrella se contrae, por loque se calienta y el He se vuelve a fusionar... Esto pro-duce variabilidad en la luminosidad de la estrella y, fi-nalmente, una inestabilidad que hace que se expulsen lascapas externas de la estrella de una manera más o menosespasmódica. El moribundo Sol se convierte en una bellanebulosa planetaria.

En una estrella de masa tan baja como el Sol8 no sealcanzan los 600 millones de grados necesarios para fu-sionar núcleos de C, pero en estrellas más masivas esteproceso continúa. En el núcleo de la estrella se fusionanátomos cada vez más pesados hasta que se produce hie-rro (Fe). El resultado es que, al final de su vida, las es-trellas masivas tienen una estructura en cáscaras similara la de las de cebolla, donde cada cáscara está formadaprincipalmente por núcleos de átomos sucesivamentemás pesados desde la atmósfera externa hacia el núcleointerior.


Figura 6. Estructura final y explosión como supernova de una estrella masiva. Crédito: Wikimedia Commons.

Figura 5. Algunas imágenes de nebulosas planetarias, hermosos heraldos de una muerte anunciada.

8 Las estrellas tienen masas típicamente entre una décima y cien vecesla del Sol.


Cuando una estrella muy masiva tiene su núcleo deFe, el mecanismo de fusión termonuclear ya no produceenergía (por el contrario, es endotérmico). Así, sin lapresión de radiación que lo contenga, el núcleo de la es-trella sigue colapsándose. Se desarrollan una serie demecanismos catastróficos que hacen que el núcleo inte-rior de la estrella se colapse en un material muy denso(formado sólo por protones y neutrones apiñados demanera muy compacta), dando lugar a un agujero negroo a una estrella de neutrones. Simultáneamente, las ca-pas externas de la estrella explotan de manera catastró-fica en forma de supernova. Durante los pocos segundosque dura esta catastrófica serie de procesos, se lleva acabo la síntesis de nuevos núcleos atómicos más pesa-dos, incluidos los elementos radiactivos, mediante unacompleja serie de reacciones nucleares que se conocenglobalmente como nucleosíntesis explosiva.

EVOLUCIÓN DE LOS ELEMENTOS QUÍMICOS

Una estrella eyecta gran parte de su masa en las fa-ses finales de su evolución. Las de masa más baja,como el Sol, expulsan las capas externas en forma denebulosa planetaria, mientras que las estrellas de masamayor lo hacen de manera explosiva durante la fase desupernova. Este material eyectado está enriquecido enátomos más pesados que el H y el He9 que se han pro-ducido durante la nucleosíntesis estelar y explosiva.Con el tiempo este material se mezcla con el mediointerestelar circundante y la dinámica galáctica haceque el gas enriquecido se vaya mezclando con el restode la galaxia.

Cuando se forma la siguiente generación de estrellas,muchas de ellas con sus sistemas planetarios, éstas yatienen una metalicidad mayor que la generación anterior,y así el contenido en metales del universo va aumentan-do de acuerdo al ritmo de formación estelar. Él es unaestrella de segunda o tercera generación.

Pero no todas las estrellas evolucionan al mismoritmo. Las estrellas masivas evolucionan mucho más rá-pidamente que las de menor masa. Por ejemplo, el Soltardará unos doce mil millones de años en llegar a lafase de nebulosa planetaria, dejando un residuo estelarinerte como enana blanca, pero una estrella de cien ma-sas solares vivirá apenas un millón de años, mientras queuna estrella de baja masa, un décimo de la del Sol, vivi-rá hasta 200 veces la edad actual del universo.

Así pues, como la producción de átomos pesadosdepende de la masa de la estrella, y el tiempo con elque las estrellas «contaminan» con metales pesados almedio interestelar también depende de la masa de laestrella (es decir, de su tiempo de evolución), el ritmo alque se produce la evolución de los diferentes elementosquímicos será diferente, dependiendo de cómo se dis-tribuya la masa de las estrellas que se forman. La fun-ción de distribución de las masas de las estrellas que seforman de una misma nube parental se denomina fun-ción inicial de masas. Esta función juega, por tanto, unpapel fundamental en la evolución del universo y suestudio es de gran importancia. La función inicial demasas tiene una forma potencial con el inverso de lamasa, de manera que, en una nube parental dada, se

Figura 7. Restos de la explosión de una supernova que tuvo lugarhace cinco mil años. Enriquecidos en átomos pesados, este material

formará parte de próximas generaciones de estrellas y planetas.Crédito: NASA, ESA, el equipo del Hubble Heritage, y J. Hester

(Arizona State University).

9 En Astrofísica se suelen llamar «metales» a los átomos más pesadosque el He y «metalicidad» a la abundancia de estos átomos, relativa ala del H.

forman muchas estrellas de baja masa pero muy pocasestrellas masivas.

En resumen, la composición o producto entre el rit-mo de formación estelar y la función inicial de masasnos proporciona el ritmo de la evolución química deuna galaxia y del universo de galaxias.

A MODO DE REFLEXIÓN

La evolución nos ha dotado de unas importantescapacidades para procesar la información de nuestro en-torno, nuestra capacidad de pensar, de planear para elfuturo y ejecutar, de ser conscientes de nosotros mismos.A lo largo de miles de años, las culturas humanas handesarrollado diferentes paradigmas de interpretación delentorno. La ciencia es, sin lugar a dudas, el más fiable ypotente de estos paradigmas de interpretación de la rea-lidad. La Astronomía y la Astrofísica utilizan toda lapotencia del paradigma científico para estudiar la natu-raleza, estructura y evolución del Universo. La relacióndel ser humano con el cosmos es muy antigua, puessiempre hemos mirado a la bóveda celeste con maravilla

y asombro y nos hemos preguntado cuál es nuestra rela-ción con el lejano y misterioso cosmos. Pues bien, ahoralo sabemos. Gracias a la investigación astrofísica, ahorahemos dibujado un esquema global de cuál es la relacióndel ser humano con el cosmos, y este conocimiento nosproporciona una experiencia aún más fascinante y so-brecogedora de nuestra herencia evolutiva cósmica decatorce mil millones de años.

Se deslizó entre las suaves y reconfortantes sábanasy apagó la luz. Una sonrisa de satisfacción se dibujó ensu rostro mientras recordaba el éxito de la conferencia,¡cuántas preguntas había suscitado en el público!, ¡cuánhermosas las felicitaciones recibidas! En el silencio desu dormitorio, mientras el cansancio se iba adueñandode su consciencia, María podía oír cómo la sangre cir-culaba por su cuerpo. Con cada respiración casi podíaimaginar el oxígeno reaccionando con el hierro de lahemoglobina...

Enrique Pérez JiménezInstituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)


Figura 8. Variación con la edad de la abundancia del Fe relativa al H(en escala logarítmica) para el sistema de cúmulos globulares en la galaxia M81.


NOVEDADES CIENTÍFICAS EN 2009

EN CIENCIAS AMBIENTALES

ESPECIALIZACIÓN ALOPÁTRICAEN LOS PINZONES DE DARWIN

Charles Darwin ya describió en su diario de viaje abordo del Beagle la variedad de especies que existían enel archipiélago de las Galápagos. El caso de los pajárospinzones, con los picos adaptados a distintas formas dealimentación, se convirtió en la clave para la formula-ción de la teoría de la selección natural y, en el mejorejemplo para ilustrar como actúa. Coincidiendo con elbicentenario del nacimiento de Darwin y los 150 años dela publicación de On the Origin of Species, la obra quemarcó un hito en la biología, Peter y Rosemarie Grant,de la Universidad de Princeton (New Jersey, EE.UU.),han publicado un artículo sobre la aparición de unanueva especie de pinzones en las Galápagos.

La especiación es un proceso por el cual se formandos especies a partir de una, debido a que se produce unaislamiento reproductivo de dos linajes divergentes. En1981, estos investigadores detectaron en la isla DaphneMajor, la presencia de un ejemplar de pinzón terrestre(Geospiz fortis) más grande de lo habitual, al que deno-minaron 5110, y que provenía de una isla vecina. Reali-zaron un seguimiento de todos los descendientes del

ejemplar, que se cruzaba con los pinzones residentes enla isla. Durante la cuarta generación y, como conse-cuencia de una sequia intensa, observaron que la pobla-ción de descendientes se redujo a dos: un macho y unahembra. Desde entontes, ellos y sus descendientes, loscuales tienen picos, cantos y genes distintos a los del res-to de aves de la isla, sólo se han cruzado entre sí. En elartículo se sugiere que la especiación sucedió en dos fa-ses: inicialmente existió divergencia entre poblacionescon aislamiento geográfico (alopátrica) y luego la di-vergencia se completó en un solo lugar debido a dife-rencias en el canto, que resulta ser un mecanismo de ais-lamiento reproductivo fundamental por su papel en laformación de parejas. Ese aislamiento reproductivo es lacondición propia para que se inicie un proceso de espe-ciación, o aparición de una nueva especie, ya que si sevolviese a producir el cruzamiento con otros miembrosde especies cercanas, no daría lugar a individuos fértiles(Proc. Natl. Acad. Sci., 106(48), 20141-20148, 2009).

SÍNTESIS DE PÉPTIDOS SIN DISOLVENTE

En las últimas décadas la química de péptidos ha al-canzado gran auge, por las propiedades farmacológicas yla baja toxicidad de estos compuestos. La síntesis depéptidos se lleva a cabo fundamentalmente mediantedos procedimientos: síntesis en disolución en múltiplesetapas y síntesis en fase sólida. El principal problema es

Figura 1. a) Individuo dellinaje inmigrante de G. Fortis

(A) en la Isla de DaphneMajor y miembro de la

población residente de G.Fortis (B). b) Reproducción dela figura incluida en su obra

On the Origin of Species deCharles Darwin.

��



que se requiere utilizar grandes cantidades de disolventes(2.000-5.000 kg para un péptido largo), siendo necesariodesarrollar nuevos métodos más eficientes y «benignos»con el medio ambiente. La Química Sostenible o QuímicaVerde consiste en la utilización de una serie de principiosencaminados a reducir o eliminar el uso y generación desustancias peligrosas en el diseño, fabricación y aplica-ción de los productos químicos. El quinto principio esta-blece que se debe evitar emplear sustancias auxiliares,como disolventes, reactivos, etc. y en el caso de que seutilicen deben ser inocuos.

El grupo de investigación del Instituto de Biomolé-culas Max Mousseron (Montpellier) dirigido por F. La-maty ha desarrollado el primer método sin disolventespara realizar enlaces peptídicos. Este procedimiento con-siste en utilizar un molino de bolas, similar a los que seemplean en el procesado de los compuestos químicos delas pinturas y productos pirotécnicos. El molino de bolasconsta de un cilindro hueco, que contiene múltiples bo-las de acero. Cuando el recipiente está cargado con losreactivos, se pone a girar para que se mezclen y reac-cionen. Estos investigadores lo han utilizado para aco-plar derivados N-carboxianhídridos de α-aminoácidosN-uretanos protegidos con esteres, amidas y α-aminoá-cidos para obtener diferentes dipéptidos, incluido el as-partamo (edulcorante artificial) e incluso tripéptidos. Lareacción se lleva a cabo en estado sólido y no se nece-sitan disolventes para realizar la síntesis ni en la purifi-cación de los productos finales, además los rendimientosobtenidos son altos. Según los autores, este procedi-miento con molinos de bolas abre una nueva posibilidadpara síntesis más ecológicas de otros compuestos(Angew. Chem. Int. Ed. Engl., 48, 9318-9321, 2009).

FIJACIÓN Y SECUESTRO DE CO2 MEDIANTEFORMACIÓN DE H2CO3

La reducción de los gases de efecto invernadero queproducen el cambio climático, implica desarrollar nuevosmétodos sencillos y baratos que permitan capturar y «se-cuestrar» el dióxido de carbono (CO2). En las técnicas ac-tuales, se captura el CO2 de los gases de combustión delas centrales mediante reacciones con otros compuestos, obien, se licua y posteriormente se bombea hacia zonasprofundas de la tierra o al fondo del océano. Sin embar-go, estos procedimientos requieren considerables canti-dades de productos químicos y de energía. Además, cuan-do se utilizan compuestos básicos débiles se producen

Figura 2. Síntesis sin disolventes del péptido aspartamo(edulcorante artificial).

Figura 3. Modelos de los diferentes oligómeros del ácido carbónico (H2CO3). Cálculos realizados mediante Gaussian03.

(H2CO3)2 (H2CO3)3 (H2CO3)4

reacciones incompletas debido a la acidez débil del CO2

(g). Y si se utilizan bases fuertes, como el hidróxido desodio (NaOH), se obtienen productos más estables pero senecesitan reactivos en cantidades elevadas y se genera unexceso de otros compuestos químicos como el NaHCO3

que provocan problemas para su almacenamiento.J.A. Tossel de la Universidad de Maryland (EE.UU.) ha

realizado cálculos teóricos, que le han permitido obtenerdatos sobre las estructuras, estabilidades, ... de distintosoligómeros de H2CO3 y analizar la capacidad del acidocarbónico (H2CO3) para atrapar dióxido de carbono. Losresultados de su trabajo indican que es posible capturardirectamente el CO2 en fase gaseosa, utilizando sólo aguacomo reactivo y almacenando el producto resultante(H2CO3), como un sólido oligomérico a temperaturas mo-deradamente frías. Aunque el H2CO3 es un compuestomuy inestable, sus oligómeros se consideran más establesdebido a los enlaces de hidrógeno intermoleculares (En-viron. Sci. Technol., 43, 2575-2580, 2009). La viabilidadde este procedimiento a gran escala requiere completarlos estudios sobre diferentes aspectos como la curva depresión de vapor, compresibilidad del (H2CO3)n, ...

LAS RELACIONES DE MUTUALISMOAUMENTAN LA BIODIVERSIDAD

En Ecología existen numerosas relaciones entre lasespecies de un ecosistema, pero de forma general estasinteracciones se pueden clasificar en: a) beneficiosas

para ambas especies, b) relaciones que suponen un per-juicio para los individuos de las especies implicadas y c)interacciones en las que una especie obtiene un beneficiomientras que la otra no se favorece ni perjudica. El mu-tualismo se caracteriza porque se favorecen ambas espe-cies y un ejemplo sería la dispersión del polen de lasplantas mediante insectos, donde estos utilizan el polencomo alimento a la vez que ayudan a las plantas conflores a reproducirse. Este tipo de relaciones de mutua-lismo no han tenido tanta repercusión en la formulaciónde modelos teóricos como la depredación y la compe-tencia, debido fundamentalmente a que se consideraba lacompetencia como la principal fuerza de la evoluciónbiológica.

Un grupo multidisciplinar, formado por investiga-dores de la Universidad Autónoma de Madrid, de laEstación Biológica de Doñana y de la Universidad Poli-técnica de Madrid, han publicado un trabajo coordina-do por J. Bascompte, donde estudian las redes mutua-listas entre plantas e insectos polinizadores odispersores de semillas. Los autores han demostradoque cuando especies distintas de insectos compiten porlos mismos recursos, pero polinizan a la misma especiede planta, en realidad cooperan entre sí. Esta reducciónde la competencia efectiva, aumenta la estabilidad es-tructural del ecosistema, que se hace más resistente alas extinciones y permite que coexistan un mayor nú-mero de especies. Según este modelo, la reducción de lacompetencia se produce cuando la red de las interac-


Figura 4. La estructura de las redes mutualistas determina el número de especies que coexisten. a) Totalmente conectadas. b) Anidada.c) Compartimentada. Dos especies de plantas compiten por los mismos nutrientes (flecha roja), pero también tienen interacciones indirectas

mediante polinizadores comunes (flecha azul). La flecha azul puede cambiar de signo y de magnitud. Cuando el número de polinizadorescompartidos es muy alto, los efectos positivos son mayores que los negativos, y el modelo predice que un gran número de especies pueden coexistir.

ciones mutualistas tiene una arquitectura denominadaanidada. A partir de sus resultados, es posible suponerque las interacciones mutualistas anidadas explicaríanque los dos grupos de organismos más diversos delplaneta sean los insectos y las plantas con flores, sien-do importante para mantener la biodiversidad de losecosistemas la preservación de esta estructura. Este mo-delo también predice que se puede producir la extinciónmasiva del resto de especies de un ecosistema, si el be-neficio mutuo entre dos especies aumenta demasiado(Nature, 458, 1018-1021, 2009).

EL FLUORURO DE SULFURILO PERSISTEEN LA ATMÓSFERA

El fluoruro de sulfurilo (SO2F2) es un compuesto quese emplea para la fumigación de estructuras en la cons-trucción. Es eficaz para combatir los parásitos y hongosde la madera y en la desinfección de edificios atacadospor coleópteros, termitas, etc. Además se está conside-rando como una alternativa al bromuro de metilo(CH3Br), un agente utilizado en la agricultura para elcontrol de plagas, que en 1992 se reconoció como unade las sustancias responsable de la destrucción de lacapa de ozono (Enmienda de Copenhague, Protocolo deMontreal). Por lo que, se han dictado varias normativascon el objeto de disminuir progresivamente su aplicaciónhasta llegar a la total prohibición en 2015.

Sin embargo, los trabajos de M. P. Sulbaek Ander-sen junto con F.S. Rowland et al. han demostrado queaunque la concentración de fluoruro de sulfurilo en laatmósfera es mucho menor que la de dióxido de carbo-no, CO2, su capacidad de atrapar calor es 4000 vecesmayor por unidad de masa que el CO2, lo que podríacontribuir al cambio climático. El SO2F2 es un gas conuna presión de vapor de 16 atm a 20oC y su tiempo devida media en la atmósfera se calculaba entre 4,5 y14 años. Pero, los últimos estudios experimentales ycálculos teóricos han estimado que el tiempo de vidamedia podría ser mucho mayor, del orden de 30 a 40años. Por tanto, para evaluar la contribución del SO2F2

al forzamiento radiativo, es necesario conocer su desti-no en la atmósfera lo que ha llevado a este grupo deinvestigadores a estudiar las reacciones en fase gaseosade esta sustancia con compuestos oxidantes tales comoradicales, OH, átomos de cloro y ozono. Con este tra-bajo se pretende conocer la relación entre la química enla atmosfera del SO2F2, su tiempo de vida y el efecto en

el calentamiento global, al modificar directa o indirec-tamente el flujo radiante.

EL ÓXIDO NITROSO (N2O) PRINCIPALDESTRUCTOR DE LA CAPA DE OZONO EN ELSIGLO XXI

Aunque parece que la capa de ozono está experi-mentando una progresiva recuperación, la velocidad a laque ocurre es lenta y se considera que no se alcanzaránlos niveles anteriores a los años ochenta hasta el 2050, yque incluso en la Antártida habrá que esperar hasta2060 o 2075. Esta relativa recuperación se debe a que laproducción y las emisiones de los clorofluorocarbonos(CFCs) a la atmósfera fueron reguladas en el Protocolo deMontreal de 1987. Pero en este tratado no se incluye alóxido nitroso (N2O), compuesto que se emite por activi-dades antropogénicas como utilización de fertilizantesagrícolas, estiércol del ganado, la combustión y otrosprocesos industriales, y también fuentes naturales comolas bacterias del suelo y los océanos.

Según el estudio de A. R. Ravishankara y sus cola-boradores del National Oceanic and Atmospheric Admi-nistration de Colorado (EE.UU.), las emisiones de N2O sehan convertido en el mayor factor de destrucción de la


Figura 5. Emisiones históricas y previstas hasta el 2100 decompuestos dañinos para la capa de ozono (ODSs, Ozone

Depletings Substances) y gases de efecto invernadero (GWP, Global Warning Potencial).

capa de ozono y probablemente seguirán siéndolo du-rante el siglo XXI. Aunque el papel del óxido nitroso enla destrucción de la capa de ozono se conoce desde hacedécadas, es la primera vez que se ha medido su impactousando los mismos métodos que con los CFCs, demos-trando que en 2008 los niveles de emisión de N2O fueronel doble que las del siguiente gas más importante en ladepleción de la capa de ozono, el CFC-11 (Science, 326,123-125, 2009). Los autores concluyen en su artículoque el óxido nitroso es también un gas de efecto inver-nadero y por tanto, la reducción de las emisiones deeste compuesto no sólo sería beneficioso para la recupe-ración de la capa de ozono si no que también ayudaría amoderar el calentamiento global.

MERCURIO, UN CONTAMINANTE«AMPLIAMENTE EXTENDIDO»

El mercurio es un metal con alta capacidad paraformar compuestos orgánicos e inorgánicos y, que setransforma en otras sustancias altamente tóxicas, comoel metilmercurio (CH3Hg), considerado un potente neu-rotóxico. Desde hace años, existe una gran preocupaciónpor los riegos derivados del mercurio presente en el am-biente y su influencia en la salud humana. Como conse-cuencia de la contaminación atmosférica global, terminadepositándose en el mar y concentrándose en cantidadesrelativamente altas en la pesca de alta mar. En las cade-nas tróficas pasa de unos depredadores a otros llegandohasta el ser humano, fundamentalmente por el consumo

de pescados como el atún y el pez espada, y se va acu-mulando (bioacumulación) debido a las dificultades paraexcretarlo.

A pesar de ello, hasta ahora no se había prestadogran interés a la presencia de este metal en plantas,como por ejemplo los cereales. En recientes investiga-ciones se ha demostrado que la cantidad de metilmercu-rio en los granos de arroz es más abundante de lo quecabría esperar a partir de las concentraciones detectadasen el suelo de compuestos derivados de mercurio. E.M.Krupp et al., de la Universidad de Aberdeen (Escocia),han determinado las concentraciones en raíces y tallosde las plantas de arroz, combinando técnicas de electro-spray y espectrometría de masas-plasma. En su estudiohan identificado complejos de Hg-fitoquelatinas en lasraíces y han comprobado que las fitoquelatinas (PGs),péptidos que actúan como ligandos detoxicantes de met-ales, pueden secuestrar iones Hg2+ pero no metilmercurio.En plantas expuestas a Hg2+ los niveles más altos se en-cuentran en las raíces, con una baja traslocación delmetal a tallos y granos, al contrario de lo que sucede conel metilmercurio. Estos resultados permiten suponer quelos complejos metal-fitoquelatinas no solo sirven para ladetoxificación de metal, sino que juegan un papel muyimportante en el proceso de transporte del metal en laplanta, por lo que es necesario seguir investigando eneste área (Chem. Commun., 4257-4259, 2009).

Consuelo Escolástico LeónDpto. de Química Orgánica y Bio-Orgánica


Figura 6. Estructuras moleculares de complejosmercurio-fitoquelatinas en plantas de arroz.


NOVEDADES CIENTÍFICAS EN 2009

EN QUÍMICA

Algunos expertos en la historia de las ciencias sos-tienen que el desarrollo de los conocimientos científicosno es precisamente lineal. Más bien, existe una alter-nancia de períodos románticos, en los que tienden aacumularse los descubrimientos originales, y períodosacadémicos, donde estos descubrimientos se confirman yconsolidan. En los ciclos más sosegados se despierta lacuriosidad por valorar cuál es el estado real de los cono-cimientos y se examina el posible agotamiento de los te-mas en estudio.

La ciencia contemporánea presenta casos que pare-cen confirmar estas tendencias. En un año tan significa-tivo como 1900 pueden localizarse dos ejemplos bienconocidos. El matemático David Hilbert presentó en unCongreso Internacional en París su famosa lista de 23problemas que aún aguardaban una solución, en tantoque William Thomson (Lord Kelvin) señaló las «pequeñasnubecillas» que oscurecían la Física de su tiempo en unaconferencia pronunciada ante la Royal Institution britá-nica. En ambos casos se estaba en vísperas de profundasrenovaciones en ambas ciencias, quizá estimuladas porestas inquietudes ante las cuestiones pendientes.

Más próxima a nosotros se encuentra la figura deJohn Maddox, conocido editor de la revista Nature re-cientemente fallecido, quien en su libro «Lo que quedapor descubrir» (Debate, Madrid, 1999) elaboró un reper-torio de los problemas aún no resueltos por la ciencia afinales del siglo XX, dentro de los campos de la materia,la vida y el pensamiento. De modo similar, la revistaScience publicó hace tiempo (Vol. 309, núm. 5731, juliode 2005) un catálogo esencial de las 100 preguntas másimportantes en las diferentes áreas de la ciencia, cuyasrespuestas todavía ignoramos. Todas estas incógnitascomponen un sugestivo programa para la investigacióncientífica durante el presente siglo.

Dentro del campo especializado de la Química mere-ce recordarse un número monográfico de la revista Ac-counts of Chemical Research (Vol. 28, núm. 3, marzo de1995) que se dedicó a los «Griales» de esta ciencia. De

este modo se designaba a ciertos objetivos selectos ymuy deseables, que en caso de que se alcanzaran trans-formarían profundamente las estructuras de la Químicaactual y su proyección social. Por otra parte, en nuestrosdías es inevitable referirse a las aportaciones que se pue-den encontrar en Internet. Entre otros, la Sociedad Fran-cesa de Química mantiene una página web dedicada a laidentificación de los 10 problemas más importantes deesta ciencia para el presente siglo «10 problems for Che-mistry». Conste que en todos los casos se trata de aspec-tos cruciales, cuya solución no es previsible que se al-cance por meros desarrollos de los procedimientos yaestablecidos en la actualidad.

En la presente reseña se informa de novedades re-cientes en el cumplimiento de algunos de estos objetivoscríticos dentro del campo de la nueva Química. Se ha in-tentado que la selección sea mínimamente representati-va, pero sería ilusorio pretender que queden recogidastodas las contribuciones relevantes. Para facilitar su lo-calización, las referencias de los trabajos incluyen auto-res, título de la revista, volumen y página inicial; el añode publicación es 2008 salvo que se indique otra cosa.

MANIPULACIÓN DE LOS ÁTOMOSY MOLÉCULAS INDIVIDUALES

La Química, como ciencia de los sistemas atómico–moleculares, se beneficia de la estadística de los grandesnúmeros, ya que los sistemas sometidos a estudio expe-rimental contienen un número enorme de partículas,cuyo comportamiento promedio está garantizado nadamenos que por la constante de Avogadro. Este compor-tamiento colectivo es el que en último término se extra-pola a la molécula individual, considerada como el ori-gen de las propiedades de cada sustancia pura. Pero en laactualidad se persigue el objetivo de estudiar el compor-tamiento de cada una de estas moléculas, bajo condicio-nes en que se encuentre lo más aislada posible y sin laenvolvente globalizadora del conjunto.

Para ello se requiere disponer de técnicas instru-mentales sumamente refinadas, que ofrezcan un poder deresolución a la altura (o quizá mejor profundidad) delobjetivo perseguido, que puede estimarse del orden de

��


fracciones de nanómetro, mucho más allá del límite de ladifracción óptica. Solamente así es posible medir direc-tamente la fuerza necesaria para mover un átomo, talcomo se ha conseguido realizar aplicando la microscopíade fuerza atómica (AFM) para determinar la fricción la-teral ejercida sobre átomos adsorbidos sobre una super-ficie (Ternes y col., Science, 319, 1066; Figura 1).

CONOCIMIENTO DE PROPIEDADESEXTRAORDINARIAS DE LA MATERIA

Uno de los grandes objetivos, tanto científicos comotécnicos, que persiguen los investigadores de los mate-riales es lograr la superconductividad eléctrica a tempe-raturas lo más elevadas posible, aunque por ahora siganmuy alejadas de la temperatura ambiente. Para ir supe-rando el listón es necesario experimentar el comporta-miento eléctrico de gran cantidad de sustancias, desdelos simples elementos hasta materiales cerámicos decomplejas estructuras. Se han estudiado las propiedades

del compuesto LaOFeAs, que al ser dopado con ionesfluoruro en sustitución del oxígeno, muestra supercon-ductividad con una temperatura de transición de 26 K(Kamihara y col., J. Am. Chem. Soc., 130, 3296; Fi-gura 2).

Aunque resulte paradójico, uno de los sistemas ma-teriales más extraordinarios es la estructura del agua lí-quida que estamos habituados a contemplar a nuestro al-cance. Su estudio se ha prolongado durante décadas sinllegar nunca a conclusiones definitivas, tanto así que seha denominado al agua como «espejo de la ciencia», porsu capacidad de reflejar a cada momento con toda fide-lidad el estado de nuestros conocimientos experimentalesy teóricos. Esta vez se ha registrado un avance en laspredicciones teóricas que ha posibilitado la caracteriza-ción de los hexámeros de agua, uno de los muchos ele-mentos de construcción que componen el complejo edi-ficio del agua líquida (Truhlar y col., J. Phys. Chem. A,112, 3976).

Otras de las propiedades asombrosas de la materia alas que se dedica una atención creciente son las que sederivan del auto-ensamblaje. Con este término se de-signa la formación espontánea de estructuras complejasa partir de las interacciones mutuas de componentesmás simples. Este concepto abarca gran número de fe-nómenos, tanto en el campo inorgánico como en el or-gánico, o incluso biológico. La teoría es complicada ysuele exigir la aplicación de modelos ingeniosos queconsigan un compromiso entre el rigor y el sentido prác-tico. Una idea clave es la cooperatividad con que lasentidades elementales, ya sean moléculas, partículas oincluso organismos, interaccionan entre sí para formarestructuras a mayor escala. Su influencia en el auto-en-samblaje se ha analizado recientemente con detalle(Douglas y col., J. Chem. Phys., 128, 224901).

Finalmente, si reunimos algunos de los conceptosque acabamos de indicar nos encontraremos en la tierraprometida de los materiales orgánicos auto-organiza-dos, cuyas aplicaciones como componentes activos endispositivos opto-electrónicos, tales como transistores,diodos, células solares y otros artilugios de la actualelectrónica molecular, son del mayor interés. Un estudioreciente ha puesto de manifiesto que el rendimiento deestos prometedores materiales depende de los mecanis-mos de transporte de carga implicados y de la relaciónde estos mecanismos con la composición química con-creta de cada material (Grozema y Siebbeles, Int. Rev.Phys. Chem., 27, 87; Figura 3).


Figura 1. Representación gráfica de las fuerzas que actúan sobre lapunta de un microscopio AFM al mover un átomo de cobalto sobre

una superficie cristalina de cobre (Ternes y col., 2008).

Figura 2. Estructuracristalina del compuestoLaOFeAs, que muestrasuperconductividad conuna temperatura críticade 26 K (Kamihara ycol., 2008).

EXTENSIÓN DE LOS LÍMITES DE LA SÍNTESISQUÍMICA

El reconocimiento específico de las moléculas quira-les, que como es bien sabido tienen idéntica composiciónquímica pero sus formas espaciales difieren entre sí comoimágenes especulares, es crucial para muchos procesosque se desarrollan en la naturaleza. Por tanto, es impor-tante que al efectuar la síntesis química de productosquirales se forme sólo una de las dos estructuras espa-ciales posibles. Este problema requiere una considerabledosis de pericia experimental y se está consiguiendo re-solver en diversos casos, de los que es un ejemplo repre-sentativo la producción de alcoholes terciarios quirales apartir de la conversión de alcoholes secundarios, másfácilmente obtenibles, con un alto grado de control este-reoquímico (Stymiest y col., Nature, 456, 778).

Otro objetivo relacionado con el precedente es laconstrucción de moléculas con la quiralidad helicoidaldeseada. Dentro de esta línea se han investigado lasaplicaciones de compuestos aromáticos fluorados, deri-vados del naftaleno, como elementos de control versáti-les para producir alteraciones estructurales selectivas enlas etapas finales de la síntesis (Rasmusson y col., An-gew. Chem. Int. Ed., 47, 7009; Figura 4).

CONTROL DE LA CINÉTICA Y MECANISMOS DELAS REACCIONES QUÍMICAS

El conocimiento preciso de los pasos elementales delas reacciones químicas a fin de manipular su mecanismoy optimizar su evolución temporal es uno de los objeti-vos fundamentales de la ciencia química. Una de lasmuchas facetas de este objetivo tan deseable es la com-


Figura 3. En las especies asociadas del trifenileno, la formación de enlaces de hidrógeno da lugar a una estructura extendida, en la que lamovilidad de cargas está mucho más facilitada que en el complejo π, que carece de dichos enlaces (Grozema y Siebbeles, 2008).

Figura 4. El núcleo de binol (un derivado del naftaleno) al sersustituido con fluor en diferentes posiciones posibilita la obtención demoléculas helicoidales que presentan diferencias sustanciales en sus

empaquetamientos cristalinos (Rasmusson y col., 2008).


prensión de los principios de la reactividad en sistemashomogéneos, heterogéneos e interfaciales. Como ejemplose puede citar la aceleración de ciertas reacciones orgá-nicas en medio acuoso, cuya relevancia dentro del cam-po de la «Química verde» es manifiesta (Li, Green Chem.,10, 151). La aplicación de radicales libres a reacciones enfase acuosa ha permitido la formación de enlaces C-H,pieza fundamental en cualquier síntesis, con un altorendimiento (Perchyonok y col., ibid., 153).

Otro reto de los estudios cinéticos actuales es lapuesta a punto de técnicas espectroscópicas y de cálculopara poder caracterizar los sistemas químicos en lasfronteras de la resolución temporal y espacial. Median-te una técnica de formación de imagen basada en el usode haces moleculares, se ha conseguido observar direc-tamente las etapas del mecanismo de la sustitución nu-cleófila SN2, un proceso básico en la síntesis orgánicaque figura en todos los libros de texto, pero del quenunca sabremos bastante ya que su dinámica moleculares rica y compleja (Wester y col., Science, 319, 183;Figura 5).

PERFECCIONAMIENTO DE LA CATÁLISIS

Por mucho que las reacciones químicas sean posiblesdesde el punto de vista energético, para que puedanaprovecharse en la práctica es necesario que se lleven acabo de modo eficaz en una escala de tiempo adecuada.De ahí que la catálisis sea vital para la industria químicay que la obtención y optimización de catalizadores seaun objetivo que atrae cuantiosos recursos. En la catálisisheterogénea, el catalizador se encuentra en una fase di-ferente que los reactivos, y su papel es proporcionar unasuperficie en la que se facilite la reacción. Los detalles delos mecanismos son complejos y cualquier avance ensu conocimiento puede tener consecuencias beneficiosaspara la industria química. Para un proceso importantecomo la hidrogenación catalítica del propeno, se ha con-seguido seguir sus pasos elementales en microrreactores,aplicando técnicas de formación de imágenes por reso-nancia magnética nuclear y de polarización del para–hi-drógeno que permiten aumentar sustancialmente lasensibilidad de detección respecto a métodos precedentes(Bouchard y col., Science, 319, 442).

Otro logro interesante ha sido la conversión de uncatalizador homogéneo en uno heterogéneo, que se hademostrado en concreto por la implantación de un com-plejo organometálico de rodio dentro de una muestra

de plata metálica, formando un «composite» que aportadiferentes productos con mejor rendimiento que el cata-lizador homogéneo original (Avnir y col., J. Am. Chem.Soc., 130, 11880; Figura 6).

Figura 6. Evidencia microscópica que muestra la implantación de uncomplejo organometálico de rodio dentro de plata metálica (Avnir y

col., 2008).

Figura 5. Representación esquemática de la rotación del grupo metiloen el mecanismo SN2 de la reacción entre Cl– y CH3I (el Cl– es

amarillo, el I es malva y el C es negro). Según Wester y col. (2008).

Al utilizar otros complejos de ligandos orgánicoscon un metal, en este caso iridio, se ha obtenido una ca-tálisis homogénea eficiente para la oxidación del agua, afin de descomponerla en hidrógeno y oxígeno, lo quepuede tener aplicación para conseguir unos buenos sis-temas fotosintéticos artificiales (Bernhard y col., J. Am.Chem. Soc., 130, 210; Figura 7).

En cuanto a otra vertiente muy importante de estecapítulo, la catálisis enzimática, merecen destacarse nue-vos estudios que aportan detalles estructurales acercade la organización de los dominios catalíticos en enzimas(Tanovic y col., Science, 321, 659; Frueh y col., Nature,454, 903), con previsibles aplicaciones para la catálisisbiomimética «de diseño», tan esperada pero tan llena dedificultades.

EXPLOTACIÓN DE NUEVAS FUENTESDE ENERGÍA

Se estima que el 85% de la energía que consumimosprocede de combustibles fósiles, un recurso limitado y dedistribución muy poco equilibrada en nuestro mundo. Enla adquisición de nuevas fuentes de energía más econó-micas, abundantes, eficientes y respetuosas con el medioambiente, el gran reto es la captación de la energía solarmediante procedimientos suficientemente rentables. Porahora, el rendimiento obtenido es solamente de un 6%,pero se viene realizando mucha investigación buscandouna mayor eficacia. Uno de los requisitos que se preten-

de cumplir es que los dispositivos utilizados alcancenuna larga duración. Las células fotovoltaicas basadas ensemiconductores inorgánicos, tales como el silicio, suelentener una vida media más prolongada que las células so-lares orgánicas y poliméricas, que se degradan tanto du-rante la iluminación como en la oscuridad. Por tanto, re-sulta necesario comprender mejor las causas de laestabilidad y degradación de este tipo de células (Jor-gensen y col., Sol. Energy Mater. Sol. Cells, 92, 686;Figura 8), así como ir perfeccionando los materiales ac-tivos utilizados en su construcción (Heeger y col., J.Am. Chem. Soc., 130, 3619).

La fotosíntesis es uno de los procesos esenciales parala vida. Es evidente que conseguir realizarla de modo ar-tificial, logrando la conversión de la energía solar enproductos combustibles, sería uno de los grandes logrosde la Química, cuyas posibilidades merecen por ello unaprofunda discusión. En concreto, los dendrímeros sonunas macromoléculas de estructura ramificada muy si-milar a la que tienen las unidades que captan la luz en elproceso natural de la fotosíntesis, y por ello presentaninteresantes posibilidades para la realización de la foto-síntesis artificial (Balzani y col., ChemSusChem, 1, 26;Figura 9).

Dentro de esta misma línea que persigue imitar losprocesos naturales (Barber y Rutherford, Phil. Trans. R.Soc. B, 363, 1125), se ha sugerido la conveniencia de in-vestigar especialmente las reacciones acopladas de trans-ferencia de electrones que tienen lugar durante la foto-síntesis artificial (Hammarström y Styring, Phil. Trans. R.Soc. B, 363, 1283).


Figura 7. Diagrama de orbitales moleculares frontera (HOMO es elorbital más alto ocupado y LUMO el orbital más bajo sin ocupar) dealgunos complejos de iridio, que tienen aplicaciones para la catálisis

de la oxidación de la molécula de H2O (Bernhard y col., 2008).

Figura 8. Una célula solar encapsulada dentro de una ampollade vidrio sellada a alto vacío (Jorgensen y col., 2008).

La obtención de energía mediante movimientos anivel molecular, que activen los denominados motoresmoleculares, es posible en principio mediante la utiliza-ción de medios ópticos, eléctricos y químicos. A escalamacroscópica los motores moleculares más eficientesson los animados por medios electrónicos. En la nano-escala, existe la posibilidad teórica de conseguir una co-rriente eléctrica por efecto túnel, que induzca movi-mientos periódicos de vibración y de traslación en lasmoléculas. Resulta de interés explorar si este efecto túnelpodría ser suficiente para lograr motores molecularessintéticos impulsados por movimientos de rotación con-certados (Wang y col., Phys. Rev. Lett., 101, 186808).

REGULACIÓN DE LAS MOLÉCULAS DE LA VIDAPOR MEDIOS QUÍMICOS

La comprensión de los procesos químicos que regu-lan los sistemas biológicos tal como los conocemos es unobjetivo de largo alcance, que requiere coordinar losavances de la investigación química básica y de aplica-ciones creativas que integren esfuerzos multidisciplinaresen las fronteras entre la química, la biología y la medi-cina. Una metodología muy prometedora es la que sebasa en la formación de imágenes, tanto de procesosbiológicos normales o patológicos, como de las estruc-

turas anatómicas en las que se realizan. Con estas nuevasestrategias se pueden desarrollar métodos no invasivos,que facilitan la detección de fenómenos in vivo a reso-lución subcelular, por ejemplo algo tan esencial como laproducción de hidratos de carbono en animales vivos(Laughlin y col., Science, 320, 664).

En cuanto a la gran asignatura pendiente del descifredel código que rige el plegamiento de las proteínas, unapropiedad estructural que se considera la clave de suactividad biológica, puede citarse una exploración de laestructura e interacciones intermoleculares de un tipode conformación característico de las proteínas, las lá-minas «beta», mediante el uso de sistemas modelo máspequeños y fáciles de manipular que las propias proteí-nas (Nowick, Acc. Chem. Res., 41, 1319; Figura 10).

Uno de los problemas fundamentales en el estudiode la evolución molecular es explicar la transferencia yconservación de la información quiral entre moléculas ysistemas supramoleculares. Se ha conseguido inducir ycontrolar la memoria quiral en la formación de complejosmoleculares de porfirinas, compuestos que intervienencomo bloques de construcción de importantes estructurassupramoleculares (Rosaria y col., Chirality, 20, 411).

Dentro de este mismo campo de la evolución mole-cular, es indudable que el gran objetivo por excelencia esdesvelar los presuntos orígenes químicos de la vida. Seha indicado que la complejidad molecular, expresadacomo la heterogeneidad en la secuencia de las unidadesque forman una cadena, es un factor que favorece laresistencia de los ribopolímeros ante la degradaciónquímica y que por lo tanto hace posible su posteriorevolución como antecesores relativamente sencillos delos ácidos ribonucleicos (Ciciriello y col., Biochemistry,47, 2732).


Figura 9. Representación esquemática de los procesos detransferencia de energía que tienen lugar en un dendrímero que

contiene tres tipos diferentes de cromóforos recolectores de luz. Laenergía de excitación se canaliza a una molécula de eosina incluida

en el interior del dendrímero (Balzani y col., 2008).

Figura 10. En las láminas β artificiales, se combinan unidadessintéticas con péptidos para obtener unas estructuras estabilizadaspor enlaces de hidrógeno, que sirven de modelo para estudiar lasauténticas conformaciones paralela y antiparalela de los sistemas

naturales (Nowick, 2008).


CONOCIMIENTO DE LA COMPOSICIÓN QUÍMICADE LOS PLANETAS

El gran objetivo de conocer la composición materialde los cuerpos celestes no es precisamente una ocurren-cia de ahora, pues tiene una arraigada relación históricacon la invención de la espectroscopía por Bunsen yKirchhoff a mediados del siglo XIX. La característica denuestros tiempos es que resulta posible una exploracióndirecta «sobre el terreno» utilizando medios automatiza-dos o incluso humanos. Como es lógico, el estudio co-mienza por los planetas y satélites más próximos a laTierra, los cuales presentan la interesante ventaja de po-seer una estructura rocosa que facilita la recogida demuestras sólidas (Bandhari, Current Sci., 94, 189; Figura11). Aunque no seamos plenamente conscientes de ello,los descubrimientos de interés se están sucediendo concierta frecuencia.

Así, en el planeta Marte, el explorador Phoenix de laNASA ha detectado la presencia de iones perclorato

(Wilson, Chem. Eng. News, 86, 13). En Venus, la naveVenus Express, de la Agencia Espacial Europea (ESA), hadetectado por medios espectroscópicos la existencia en laatmósfera de radicales OH, unas sustancias químicas im-portantes y reactivas (Piccioni y col., Astron. Astrophys.,483, L29; Figura 12).

En Mercurio, la misión MESSENGER de la NASA hacomprobado que en contra de lo esperado, la mayor partedel hierro no está en los silicatos, que presentan un con-tenido de hierro sorprendentemente bajo, sino más bien enforma de óxido o de metal (McClintock y col., Science,321, 62). Otra misión proyectada de la ESA que permitiráconfirmar estos hallazgos es la BepiColombo, cuya llegadaa Mercurio está prevista en 2020 (Rothery y col., Planet.Space Sci., en prensa). De continuar por este camino, laQuímica espacial será pronto un nuevo capítulo que ten-dremos que incorporar a nuestros conocimientos.

Fernando Peral FernándezDpto. de Ciencias y Técnicas Fisicoquímicas

Figura 11. Imagen en falso color de la Cuenca Aitken, situada en el PoloSur de la Luna, en gran parte en la cara oculta de nuestro satélite. Lasdiferencias de color revelan distintos materiales de la parte inferior dela corteza o de la parte superior del manto, que aparecen expuestos enla superficie lunar y de los cuales se pretende determinar sucomposición química (Bandhari, 2008).

Figura 12. Detección de radicales hidroxilo OH en laatmósfera del planeta Venus. (a) Curvas de intensidad delas emisiones de luminiscencia nocturna de los radicales

OH a diferente longitud de onda, en función de la altitud.(b) Distribución de la intensidad integrada de las

emisiones frente al tiempo local y la altitud, que revelaque la emisión de los radicales OH puede variar dentro de

una simple órbita del planeta (Piccioni y col., 2008).


SEMBLANZAS DE LOS PREMIOSNOBEL

EL PREMIO NOBEL DE FÍSICA 2008:SIMETRÍAS ROTAS

INTRODUCCIÓN

La Academia Sueca de las Ciencias anunció el 7 deoctubre de 2008 que el Premio Nobel de Física de aquelaño recaía, por un lado, en el científico americano deorigen japonés Yoichiro Nambu (Tokio, 1921) y, porotro, en los investigadores japoneses Makoto Kobayashi(Nagoya, 1944) y Toshihide Maskawa (Nagoya, 1940).Nambu, en la actualidad catedrático emérito en el Insti-tuto Enrico Fermi de Chicago, fue galardonado por «eldescubrimiento del mecanismo de rotura espontánea de lasimetría en física subatómica». Kobayashi y Maskawa,catedráticos eméritos en el Acelerador de Altas Energíasde Tsukuba (KEK) y en el Instituto de Física Teórica Yu-kawa de Kyoto, respectivamente, fueron premiados por«el descubrimiento del origen de la simetría rota quepredice la existencia de al menos tres familias de quarksen la naturaleza» [1]. Los trabajos reconocidos a Nambuy a Kobayashi y Maskawa parecen entonces muy cerca-nos entre sí. Sin embargo, aparte de abordar problemasrelacionados con el importante concepto de simetría enfísica teórica, estos dos descubrimientos científicos sonconceptualmente bastante diferentes. Mientras que Nam-bu mostró cómo simetrías aparentemente ausentes enfísica de partículas existen realmente a un nivel másprofundo, Kobayashi y Maskawa analizaron las implica-ciones que tiene el incumplimiento real de una ley de si-metría a la hora de catalogar las partículas elementalesque constituyen los bloques fundamentales de la materia.

Pensemos en un sistema físico arbitrario cuyo com-portamiento está regido por un conjunto de leyes expre-sadas en forma de ecuaciones matemáticas. Si el sistemase encuentra en un estado cuyas propiedades no se venafectadas al realizar un cambio o transformación en elmismo, diremos que el estado es simétrico bajo dichatransformación. Análogamente, las leyes físicas que go-biernan el sistema son simétricas o invariantes bajo una

transformación si las ecuaciones correspondientes nocambian al implementar sobre ellas la mencionada trans-formación. Naturalmente, el concepto de transformaciónque estamos considerando aquí es bastante amplio. Tene-mos transformaciones espaciales, tales como una rotaciónde un cierto ángulo alrededor de un eje, una reflexiónrespecto de un plano, una translación definida por unvector o la llamada inversión espacial (también llamadatransformación de paridad y simbolizada por la letra P):

r → r’ = –r

que cambia el sentido de todas las posiciones, medidasdesde el punto que se toma como origen de coordenadasen el sistema. Igualmente podemos contemplar trans-formaciones que afectan al tiempo, como las transla-ciones temporales:

t → t’ = t + Δt

donde Δt define la transformación, o la llamada trans-formación de inversión temporal (T):

t → t’ = –t

que implica invertir el sentido del tiempo. Son tambiénmuy importantes en física teórica aquellas transforma-ciones que cambian las propiedades fundamentales delsistema, como es la conjugación de carga (C) en un sis-tema de partículas elementales, la cual consiste en susti-tuir todas las partículas por sus antipartículas aunqueconservando el espín y el momento lineal de cada unade ellas. Finalmente, en teoría de campos se contem-plan transformaciones matemáticas más abstractas peroque una vez interpretadas suelen tener un significado fí-sico claro. Por ejemplo, consideremos un campo vectorialA(x) en una teoría de campos relativista (aquí x es uncuadrivector del espacio-tiempo mientras que el campoA(x) tiene varias componentes escalares) y una transfor-mación genérica A(x) → A’(x) en la que se combinan di-ferentes componentes del campo vectorial, combinaciónque depende del punto x del espacio-tiempo. De estamanera la transformación afecta a la estructura internadel campo en cada punto del espacio–tiempo y tenemosuna transformación interna local o transformación degauge. Como veremos más adelante, este tipo de trans-

��



formaciones juega un papel esencial en las modernasteorías cuánticas de campos.

Se puede asignar de manera natural la estructuramatemática de grupo al conjunto de transformacionesbajo las cuales unas leyes físicas son invariantes. Estonos permite hablar de un grupo de transformaciones desimetría o, simplemente, grupo de simetría del sistema.Esto puede parecer una extravagancia, pero la teoría degrupos es una herramienta matemática poderosa quepermite extraer información física muy relevante a par-tir del análisis de las simetrías en las leyes que gobiernanel sistema. En particular, imaginemos que las leyes físicasde nuestro sistema son invariantes bajo un grupo de si-metría continuo (es decir, que las transformaciones de-penden de uno o varias parámetros que toman valoresdentro de un continuo), tales como los grupos de trasla-ciones o los de rotaciones (espaciales y también inter-nas). Entonces se cumple el teorema de Noether, queafirma que a cada grupo de simetría continuo le corres-ponde una cantidad conservada en la evolución, es decir,una magnitud física cuyo valor es constante en el tiem-po para cualquier estado físico del sistema. Así, la ener-gía es la cantidad conservada asociada a la simetría bajotranslaciones temporales, el momento lineal está ligado alas translaciones espaciales, y el momento angular seconserva si hay invariancia rotacional espacial. Ya quelas leyes fundamentales de la física son invariantes bajoestas tres transformaciones se tiene el carácter esencialde la conservación de la energía, del momento lineal ydel momento angular. Por otro lado, en teoría de camposla carga es la cantidad conservada asociada a una sime-tría interna continua de las ecuaciones del electromag-netismo. Esta simetría es un ejemplo de las denominadasinvariancias de gauge y se dice entonces que la teoría decampos considerada es una teoría gauge. Vemos entoncesque las simetrías en la teoría se reflejan en la forma enla que los sistemas evolucionan en el tiempo, ya queaquellas definen cantidades conservadas en la dinámicade los sistemas.

YOICHIRO NAMBU Y LA ROTURA ESPONTÁNEADE LA SIMETRÍA EN TEORÍAS DE CAMPOS

Yoichiro Nambu nace el 18 de enero de 1921 en To-kio, siendo el primer hijo de Kichiro y Kimiko Nambu. Supadre, Kichiro, había abandonado su ciudad natal, Fukui,para estudiar en la universidad de Tokio sin el consenti-miento de su familia. Tras el terrible terremoto de 1923

que asoló la capital del Japón, los Nambu se vieron for-zados a volver a Fukui, donde Kichiro se convirtió enmaestro de escuela. Allí Yoichiro realizó sus estudiospreuniversitarios sufriendo, como no podía ser de otraforma, el fuerte ambiente militarista de la sociedad ni-pona de aquellos años. Está circunstancia fue compen-sada por la educación más liberal y abierta que le pro-porcionaba su propio padre, lo que contribuyó aconstruir un carácter reservado y con una profunda ca-pacidad de escruti-nio. Tras su periodoformativo en Fukui,inicia sus estudiosuniversitarios en laUniversidad Imperialde Tokio donde segradúa en 1942, enplena Segunda Gue-rra Mundial.

Nada más gra-duarse es reclutado

Ilustración de la rotura de simetría en el gas de electrones. A altasdensidades medias el gas es homogéneo y paramagnético. A bajasdensidades medias la densidad de partículas sigue siendo uniforme

pero los espines de los electrones se orientan en una dirección(ferromagnetismo) rompiéndose así la simetría de rotación.A densidades medias aún más bajas el gas de electrones«cristaliza» y se rompe también la simetría de traslación.

Yoichiro Nambu.

por el Ejército Imperial, donde trabaja en el desarrollo(fallido) de un sistema de radar lo que le evita ser envia-do al frente. Durante ese periodo de servicio conoce a laque sería su esposa, Chieko Hida y, finalizada la con-tienda, trabaja en las durísimas condiciones del Japón dela posguerra como investigador en Tokio. Obtiene unaplaza de profesor asociado en la Universidad de Osaka en1949 alcanzando de manera oficial el grado de doctor enciencias en 1952. Durante su periodo en Osaka, Nambupublica un trabajo sobre las propiedades de ligadura dedos partículas que claramente anticipa lo que hoy cono-cemos en física teórica como la ecuación de Bethe-Sal-peter, esencial para comprender las propiedades excitó-nicas en materia condensada. En 1952 acepta una ofertadel Instituto de Estudios Avanzados en Princeton, Esta-dos Unidos, y poco tiempo después se traslada a la Uni-versidad de Chicago donde es nombrado catedrático en1958. Es aquí donde inicia sus investigaciones sobre fe-nómenos de rotura de simetría, inicialmente en super-conductores, que son las reconocidas por el PremioNobel.

Por lo que hemos visto en la introducción, las sime-trías en un sistema físico tienen una importancia capital ala hora de analizar sus propiedades básicas. Ahora bien,es evidente que no hay una correspondencia biunívocaentre las simetrías que puede exhibir el sistema y las si-metrías de las leyes físicas que lo gobiernan. En otras pa-labras, debemos siempre distinguir entre las simetrías enlas ecuaciones, que tienen un carácter fundamental den-tro de la teoría, y las simetrías en las soluciones a dichasecuaciones, que definen las propiedades de los posiblesestados físicos del sistema. Así puede suceder que en uninstante dado el sistema esté en un estado con una sime-tría accidental, pero que desaparezca posteriormente en laevolución temporal. También puede ocurrir lo contrario:que el estado no exhiba una simetría que sin embargoaparece en las ecuaciones. Por ejemplo, las leyes físicasen muchos sistemas no dependen explícitamente deltiempo (invariancia bajo translaciones temporales) pero, ano ser que el sistema esté en un estado estático, esta si-metría no se mostrará en el propio sistema. De hecho, lassimetrías fundamentales bajo translaciones y rotacionesespaciales y bajo translaciones temporales rara vez apa-recen reflejadas en los estados físicos.

Un caso particular, es aquel en el que un estado demínima energía no exhibe todas las simetrías de lasecuaciones del sistema. Se dice entonces que hay sime-trías que se han roto espontáneamente en el estado de

máxima estabilidad. En mecánica cuántica diríamos quehay un estado del nivel fundamental que no tiene lasmismas simetrías que el hamiltoniano de evolución, pu-diendo probarse que para que esta situación sea posibleel nivel fundamental ha de ser degenerado. Un ejemplotípico es el modelo del gas de electrones: para densidadessuficientemente bajas el estado fundamental es ferro-magnético, estando todos los espines orientados en lamisma dirección a pesar de que el hamiltoniano es inva-riante bajo rotaciones. A densidades aun más bajas, elgas de electrones se «coagula» de manera que la densidadde carga electrónica adquiere una estructura cristalinadenominada cristal de Wigner. Obsérvese que en estosdos casos el estado «usual» (homogéneo y paramagnéti-co) es metaestable, por lo que si el sistema se encontraseen este estado cualquier perturbación, por mínima quefuese, haría que el estado decayese a una de las posiblesconfiguraciones más estables. En la transición de faseparamagnético → ferromagnético la simetrías que serompen espontáneamente son de rotación; en la transi-ción gas homogéneo → cristal, las simetrías rotas es-pontáneamente son de traslación espacial.

En teoría cuántica de campos se define el «vacío»como el estado energético de menor energía. Ello impli-ca que en el vacío cuántico no todas las magnitudes fí-sicas medibles tienen porqué tomar el valor idéntica-mente nulo. Pensemos ahora en un sistema en el que elnivel fundamental es degenerado o, en otros términos, enel que hay diferentes «vacíos». Puede verse que estosvacíos son equivalentes entre sí, en el sentido de que po-demos obtener uno a partir de otro aplicando sobre el se-gundo algunas de las transformaciones de simetría rotaspero que caracterizan a las leyes físicas de nuestro pro-blema. Ahora bien, lo natural es medir las magnitudesobservables con respecto al vacío. El problema es que es-cogido uno de ellos las leyes físicas que determinan laevolución de las magnitudes físicas referidas a este esta-do de vacío ya no van a exhibir todas las simetrías quetenían las leyes físicas generales debido, precisamente, aque el estado de referencia no es enteramente simétrico.Así, el fenómeno de rotura espontánea de la simetría setraduce en una pérdida aparente de las simetrías en lasecuaciones constitutivas del sistema. En el ejemplo men-cionado en el párrafo anterior, a densidades bajas hayinfinitos estados fundamentales y cada uno de ellos de-termina una dirección privilegiada de referencia (aquellaen la que están alineados los espines de los electrones)que parece romper la simetría de rotación de las leyes del


electromagnetismo, simetría que naturalmente sigueexistiendo pero «escondida» por el hecho de que nuestroestado de menor energía de referencia no es invariantebajo rotaciones.

El ejemplo anterior es sencillo de visualizar porquecuando el estado fundamental de un sistema electrónicoes ferromagnético la simetría que se rompe es espacial.Ahora bien, en teorías cuánticas de campos gauge bienpuede ocurrir que el fenómeno de rotura espontánea dela simetría afecte precisamente a las simetrías internas,menos intuitivas, de los campos involucrados.

Pensemos en la teoría cuántica de campos gaugemás sencilla: la electrodinámica cuántica (QED), resulta-do de los trabajos pioneros de Richard Feynmann, JulianSchwinger, Sin-Itiro Tomonaga y Freeman Dyson a fi-nales de la década de los cuarenta del siglo pasado. En laQED, como en cualquier otra teoría cuántica de camposrelativista, los objetos fundamentales son operadores enel espacio de Hilbert de los estados que dependen de lospuntos del espacio-tiempo. En el caso de la QED la si-metría gauge aparece al realizar transformaciones in-ternas en el campo asociado al electrón/positrón, en par-ticular cambios locales de fase que quedan descritos porel grupo de simetría U(1) (rotaciones de ángulo ϕ). Alquedar todos los elementos de este grupo determinadospor un único parámetro, la cantidad conservada asocia-da a la simetría es un escalar: la carga eléctrica. Lo inte-resante es que el campo EM, que en este contexto se de-nomina campo gauge, se introduce en las ecuaciones detal manera que se satisfaga dicha simetría: la descripcióndel acoplamiento entre el campo electrónico y el campoEM esta guiado por la invariancia gauge de la teoría. Enun lenguaje más inteligible, las ecuaciones de evolucióndinámica se construyen imponiendo el principio físico deconservación de la carga. Por tanto, en toda teoría des-criptiva de fenómenos electromagnéticos esta ley de con-servación, plasmada en la conocida ecuación de conti-nuidad, tiene que aparecer de manera natural.

Sin embargo, esto no ocurre en la célebre teoría deBardeen, Cooper y Schrieffer (BCS) para la supercon-ductividad a bajas temperaturas [2]. En la teoría BCSlos electrones se agrupan en pares (de Cooper) en unproceso mediado por los fonones de la red del metal. Es-tos pares de Cooper tienen carga –2 (en unidades de lacarga absoluta del electrón) formando un condensadosuperfluido y las excitaciones cuánticas se deben cons-truir a partir de este condensado. Un ejemplo de estasexcitaciones son las cuasipartículas de Bogoliubov [3],

que se definen (en sentido cuántico) como una combi-nación lineal de un electrón y un hueco y que poseen laparticularidad de que su espectro de energías exhibe ungap Δ (es decir, es necesaria una energía mínima nonula para crear la excitación). El problema es que el ha-miltoniano para estas cuasipartículas no conserva la car-ga eléctrica, lo que físicamente no es admisible. Estaaparente contradicción atrajo la atención de Nambu quededicó sus esfuerzos a intentar desentrañarla.

Como el propio Nambu señala en su «lección Nobel»[4], necesitó unos dos años para entender el problema,dando con la respuesta en 1960 [5]. En esencia, lo quehizo Nambu fue rescribir las ecuaciones BCS en un len-guaje de teoría de campos con invariancia gauge, ga-rantizando así la conservación de la carga. La fase su-perfluida (que no exhibe dicha simetría) aparece demanera natural como una solución a las ecuaciones.Más aún, Nambu demostró que en el espectro de excita-ciones aparece, además de las cuasipartículas de Bogo-liubov, un modo bosónico colectivo que tras acoplarsecon la interacción eléctrica da lugar a un modo cargadoy masivo, un plasmón. De esta manera, Nambu fue elprimero en formular un fenómeno de rotura espontáneade la simetría dentro de una teoría cuántica de campos yanalizar las consecuencias que tiene este hecho sobrelas propiedades de excitación del sistema. Así, al rom-perse la simetría aparecen de manera natural excitacionesque necesitan una energía mínima (gap) para ser creadasjunto con otras de naturaleza bosónica que estarían au-sentes en el caso de que el estado fundamental exhibiesedicha simetría. Este último mecanismo fue inmediata-mente después presentado de manera más general y sen-cilla por Jeffrey Goldstone [6], por lo que hoy conocemoscon el nombre genérico de bosón de Nambu-Goldstone(bosón NG) a esta clase de excitaciones del vacío nosimétrico que, en cierta forma, son una «herencia» de lasimetría que se ha roto espontáneamente en el estadofundamental.

La profunda visión de Nambu se manifiesta en el si-guiente paso: extender esta idea a una teoría de camposrelativista para partículas elementales. Puesto que laspartículas pueden verse como excitaciones del vacío,debería haber una fuerte correspondencia entre simetríasrotas y las propiedades de las partículas que emergendentro de la teoría. En la época en la que nos encontra-mos (principios de la década de los 60 del siglo pasado),la elucidación de la naturaleza de las fuerzas nuclearesfuertes y débiles es uno de los campos abiertos de inves-


tigación más activo. Nambu y sus colaboradores (princi-palmente Giovanni Jona-Lasinio) abordaron el estudio dela rotura de simetría en la interacción fuerte usando unsencillo modelo efectivo [7].

A diferencia del caso de un superconductor BCS, enel que se rompe una simetría gauge en el estado funda-mental formado por pares de Cooper, en el trabajo deNambu y Jona-Lasinio (NJL) se produce la rotura de lasimetría quiral en un condensado de hipotéticos fermio-nes que son los constituyentes fundamentales del mode-lo. Para una fermión de espín ½ sin masa, como porejemplo un fotón, es posible definir una quiralidad aten-diendo a la orientación relativa entre el espín y el mo-mento lineal de manera que la quiralidad es equivalentea la helicidad. Para partículas masivas, cuyo momento li-neal puede cambiar de orientación dependiendo del sis-tema de referencia, la definición de su quiralidad es máscomplicada aunque posible. Así, el campo asociado aun fermión de espín ½, masivo o no, siempre se puededescomponer en una parte con quiralidad positiva (com-ponente «diestra» en lenguaje figurado) y en otra conquiralidad negativa (componente «zurda»). Entonces, unaecuación de evolución exhibe simetría quiral si es inva-riante bajo rotaciones internas independientes de lascomponentes diestra y zurda. Así ocurre con las ecua-ciones de evolución del modelo NJL pero no con el esta-do de vacío que, como hemos dicho, tiene rota la sime-tría quiral. De esta manera, existirá un espectro deexcitaciones con una fuerte analogía a los vistos en elcaso del superconductor. En concreto, las cuasipartículasde Bogoliubov son ahora los nucleones, el gap de las pri-meras es la masa no nula de los segundos, y el bosón NGque emerge en el espectro es un pión: un estado ligadoformado un nucleón y un antinucleón. Obsérvese queeste trabajo es bastante anterior a la introducción de losquarks y los gluones de la cromodinámica cuántica(QCD), por lo el hipotético campo fermiónico del modelodebe verse como una forma efectiva de describir los nu-cleones detectables experimentalmente y no como unarepresentación aproximada de los quarks.

Una limitación del modelo NJL original nace del he-cho de que el campo fundamental sobre el que estáconstruido no tiene masa y, entonces, tampoco la tiene elpión (el bosón NG correspondiente). El hecho experi-mental de que el pión es un hadrón ligero (masa del or-den de 140 MeV/c2) sugirió a Nambu y Jona-Lasinio asuponer una pequeña energía en reposo de unos 5 MeVpara sus hipotéticos fermiones. Esto implica que, en ri-

gor, la simetría quiral no se satisface exactamente (el tér-mino en el hamiltoniano que representa la energía en re-poso no es invariante bajo transformaciones quirales). Alimponer que la simetría rota es aproximada, el pión sítiene entonces masa aunque éste ha de considerarse for-malmente como un pseudo-bosón NG. Nótese que estapequeña masa de 5 MeV/c2 es similar a la de los quarksu y d, muestra de la bondad última del modelo. Aunquehoy en día sabemos que los nucleones son estados liga-dos de tres quarks y que los piones están formados porparejas de quarks u y d, el papel que juega la rotura es-pontánea de la simetría quiral en las interacciones fuer-tes es la que predice el modelo NJL. De hecho, este mo-delo se sigue usando hoy en día en la interpretación dealgunas reacciones mediadas por interacciones fuertespara las cuales las ecuaciones derivadas de la QCD sondemasiado complicadas.

La importancia e implicaciones del fenómeno de ro-tura espontánea de la simetría presentado por Nambu yGoldstone fueron inmediatamente reconocidas por lacomunidad de físicos teóricos. Poco tiempo después seplasmaron en el mecanismo de Higgs que, para dar cré-dito a todos los grupos que contribuyeron de manera in-dependiente a su formulación, debe llamarse mecanismode Englert-Brout-Higgs-Guralnik-Hagen-Kibble [8]. Ésteexplica cómo los bosones asociados a las interaccionesgauge pueden adquirir una masa no nula tras un proce-so de rotura espontánea de la simetría, lo que es posiblepor la presencia de un campo adicional, el campo deHiggs, que interactúa con los propios campos gauge. Laincorporación de este mecanismo a la teoría unificada dela interacción electrodébil de Weinberg, Salam y Glas-how proporciona la masa no nula de los bosones W± y Zasociados a la fuerza débil, de corto alcance, y en elcontexto más amplio del modelo estándar también ex-plica la masa no nula de los leptones y de los quarks.Parte de este campo de Higgs debería manifestarse enuna partícula, el famoso bosón de Higgs, cuya detecciónes el objetivo más importante del LHC.

Las contribuciones de Yoichiro Nambu a la físicateórica de partículas no terminan aquí. En 1965 sugirióque las interacciones fuertes deberían estar construidas apartir de una teoría gauge no abeliana basada en el gru-po de simetría SU(3) [9], anticipando claramente la teoríade Gell-Mann y Zweig de los quarks. Nambu pensó quelos quarks podrían ser observados directamente lo que lellevó a asignarles una carga entera, error que fue corre-gido un año más tarde por el propio Gell-Mann. Más



adelante, alrededor de 1970, Nambu abordó el problemadel confinamiento de los quarks (el porqué estas partí-culas nunca se encuentran aisladas sino formando ha-drones). Si pensamos en el caso sencillo de un mesón(hadrón formado por un quark y un antiquark), los datosexperimentales sugieren que la fuerza de interacciónquark-antiquark es constante para distancias mayoresque 1 fm, por lo que la energía potencial asociada ainteracción fuerte es proporcional a la distancia entre laspartículas. Nambu explicó este hecho en términos de unmodelo de resonancia dual, en el que la interacción entrelos constituyentes del par podía explicarse mediante unacuerda unidimensional que, posteriormente, la QCD mos-tró ser una cinta gluónica formada por un numero muygrande, en la práctica infinito, de gluones. En este casoNambu no solo anticipó la respuesta correcta sino quemarcó las bases de las modernas teorías de cuerdas cuyoobjetivo es una formulación unificada de la interaccióngravitatoria y las tres fuerzas del modelo estándar (elec-tromagnética, nuclear débil y fuerte).

El Nobel culmina así la brillante carrera de uno de losfísicos teóricos más influyentes y perspicaces de los últi-mos cincuenta años, trayectoria reconocida anteriormen-te con múltiples galardones: el Premio J. R. Oppenheimer,la Medalla Nacional de la Ciencia de EE. UU., la Orden dela Cultura de Japón, la Medalla Dirac del ICTP, el PremioSakurai y la Medalla del Instituto Benjamín Franklin. Qui-zá la mejor forma de definir cuál ha sido el impacto de laobra de Nambu en la moderna física teórica sea reproducirun comentario de Bruno Zumino: «Estaba convencido deque si podía comprender lo que Nambu pensaba en esemomento yo estaría adelantado diez años a mi tiempo, asíque procuré hablar con él todo lo que pude. El problemaes que cuando terminé de comprender lo que me decía, yahabían pasado diez años» [10].

LA SIMETRÍA CP Y LAS TRES FAMILIASDE QUARKS

Makoto Kobayashi yToshihide Maskawa, nacidosen Nagoya el 7 de abril de1944 y el 7 de febrero de1940, respectivamente, reali-zan su formación predocto-ral en la universidad de estamisma ciudad bajo la super-visión del Profesor Shoichi

Sakata [11]. El grupo deSakata había realizado im-portantes contribucionesreferentes a la composiciónde las partículas elementa-les en los años 50 y 60 delsiglo pasado, entre las quedestacó el llamado modelode Sakata [12]. Bajo estahipótesis, presentada en1956, todos los hadrones detectados hasta la fecha esta-rían compuestos a partir de un triplete de bariones: elprotón, el neutrón y la partícula lambda (Λ). La ideaesencial era correcta (una representación fundamentaldel grupo de simetría SU(3) asociado a la conservacióndel isospín y de la hipercarga) aunque no las partículaselegidas, que serían los quarks u, d y s de Gell-Mann.

De acuerdo con el modelo estándar, los hadronesestán formados por quarks que se presentan en seis sa-bores: u, d, s, c, b, t (up, down, strange, charm, bottom,top). Cada quark (y su antiquark correspondiente) puedeestar en tres estados de color que también definen un tri-plete SU(3). Usando la terminología típica de la QCD, lainteracción fuerte está mediada por gluones que al inter-accionar con un quark cambian el estado de color de ésteúltimo. A su vez, los quarks están afectados por las fuer-zas electrodébiles (la desintegración de un kaón en dospiones es un ejemplo característico), las cuales son tam-bién responsables de la interacción entre leptones (elec-trón, muón, tauón y los tres neutrinos asociados) y entreleptones y quarks [13]. En resumen, la «zoología» departículas elementales está compuesta de 18 quarks (seissabores multiplicados por tres colores) y sus antiquarks,6 leptones y sus antileptones, partículas mediadoras delas interacciones (el fotón, los bosones W± y Z y ochogluones) y el mencionado bosón de Higgs.

Para enmarcar el trabajo de Kobayashi y Maskawareconocido con el Premio Nobel, fijémosnos en tres delas transformaciones mencionadas en la introducción:conjugación de carga (C), paridad (P) e inversión tempo-ral (T). Las interacciones fuerte y electromagnética sonsimétricas respecto de cada una de estas tres transfor-maciones y, por tanto, bajo cualquier combinación de lasmismas. Sin embargo, la cosa es muy diferente para lasinteracciones débiles. En primer lugar, estas interaccionesno conservan la paridad (Lee y Yang, 1956), lo que im-plica que la probabilidad de que se produzca un procesomediado por la interacción fuerte no tiene que ser laMakoto Kobayashi.

Toshihide Maskawa.


misma que la de su imagen especular (la simetría P esequivalente a una simetría de reflexión debido a la in-variancia fundamental bajo rotaciones). Esta violación dela paridad puede verse claramente en que es imposibleque se produzca la imagen especular del proceso de des-integración bajo interacción débil de un pión positivo enun antimuón y un neutrino muónico:

π+ → μ+ + νμ

En efecto, el neutrino es una partícula levógira o«zurda», que en el proceso especular sería sustituido porun neutrino dextrógiro o «diestro» que no existe. Estamisma reacción ilustra la violación de la simetría C enprocesos débiles, ya que la sustitución de partículas porantipartículas llevaría a un proceso en el que hay un an-tineutrino muónico levógiro, partícula que tampoco exis-te puesto que los antineutrinos son dextrógiros. Ahorabien, si aplicamos la transformación conjunta CP no hayproblema alguno ya que el neutrino levógiro se trans-forma en un antineutrino dextrógiro, lo cual es perfec-

tamente posible. Éste y otros análisis similares llevaron alos físicos de partículas a pensar, alrededor de 1960, quelas interacciones débiles son invariantes bajo transfor-maciones CP. Puesto que se considera que la simetríabajo la transformación conjunta CPT es una ley funda-mental de la naturaleza, lo anterior implica que las inter-acciones débiles son también invariantes bajo inversióntemporal (reversibilidad microscópica).

Este esquema cambió radicalmente tras uno de losexperimentos más importantes de la historia de la física.En 1964 James Cronin, Val Fitch y colaboradores detec-taron un proceso de desintegración de un kaón neutro endos piones (positivo y negativo) que violaba la simetríaCP [14]. Dicho proceso tenía una probabilidad muy bajade producirse, por lo que su conclusión fue que la sime-tría CP no era exactamente conservada por las interac-ciones débiles. Debido a la simetría CPT tenemos inme-diatamente que esta desintegración débil de kaonesneutros no es invariante bajo inversión temporal lo quedefine un proceso fundamental irreversible. A su vez, laviolación de la simetría CP implica una distinción esen-cial entre partículas y antipartículas; por ejemplo, unkaón se puede transformar en su antikaón y viceversamediante un proceso débil, pero las probabilidades deambos sucesos no son idénticas. Esta violación de la si-metría CP debería entonces ser un ingrediente esencial,aunque no único, para comprender por qué en nuestrouniverso la materia predomina sobre la antimateria.

Poco antes del descubrimiento de Cronin et al., el fí-sico italiano Nicola Cabibbo formuló un concepto esen-cial para entender la formación de la materia hadrónicapor quarks: la mezcla de sabores [15]. Como hemos men-cionado, los quarks pueden interaccionar mediante pro-cesos débiles produciéndose un cambio en su sabor; porejemplo, el quark u se transformaría en el quark d en unproceso mediado por un bosón W. Sin embargo, y ésta esla esencia de la teoría de Cabibbo, lo anterior es una des-cripción aproximada pero no exacta. Basándose en elanálisis de los procesos de desintegración de partículasextrañas (hadrones que contienen el quark s), Cabbiboencontró que los campos hadrónicos que aparecen en lainteracción fuerte no son exactamente los mismos quelos que están involucrados en la débil. En el lenguaje delmodelo estándar, la hipótesis de Cabibbo se traduciría enque los quarks que interactúan a través de la fuerza débilno son los estados con sabor bien definido (u, d, s, etc.)sino una superposición de los mismos. Así, en la inter-acción débil entre quarks, el estado asociado al quark u

Las simetrías P y CP. Puesto que las leyes físicas son invariantes bajorotaciones, las propiedades respecto de la simetría de paridad P sonequivalentes a las de una reflexión respecto de un plano. Bajo esta

transformación las partículas dextrógiras (izquierda) se transformanen levógiras (derecha). Si, además, realizamos una tranformación de

conjugación de carga C, las partículas se transformarían enantipartículas. La representación pictórica del espín s es,

naturalmente, figurada.

no está acoplado vía bosón W al d como sugeríamoshace un momento, sino al estado:

|d’� = cos θc |d� + sin θc |s�

donde θc es el ángulo de Cabibbo con un valor aproxi-mado de 13º. Análogamente, la interacción débil no aco-pla el quark charm c al quark s, sino al estado:

|s’� = – sin θc |d� + cos θc |s�

(obsérvese que |d’� y |s’� son ortogonales). De esta ma-nera los estados de sabor |u�, |d’�, |c�, |s’� forman unconjunto ortonormal estructurado en dos dobletes, (|u�,|d’�) y (|c�, |s’�).

En 1972, Kobayashi y Maskawa (KM) trabajan comoinvestigadores en la Universidad de Kyoto (el primeroacaba de incorporarse como investigador postdoctoral yel segundo ya era profesor asociado en el departamentode física). En aquel año ya se tenía la certeza de la exis-tencia de u y d (los protones y neutrones están formadosde ellos) y también de la de s como componentes de loskaones. A su vez, Glashow y colaboradores ya habíanconjeturado la existencia del quark s, hipótesis que seconfirmó posteriormente con la detección de las primeraspartículas encantadas en 1974. Fuertemente influencia-dos por su formación dentro de la escuela de Sakata, de-dicaron sus esfuerzos a estudiar las simetrías de la inter-acción débil. Pronto se dieron cuenta de que el modelode Cabibbo con cuatro quarks era incompatible con laviolación de la simetría CP en procesos débiles. Estaconclusión fue presentada en su famoso artículo de 1973[16], donde propusieron en la última página que la rotu-ra real de la simetría CP podía acomodarse en la teoríade las interacciones débiles pero sólo si a los cuatroquarks u, d, c, s se añade una tercera familia formadapor otros dos. La forma natural de hacerlo es extender demanera consecuente el modelo original de Cabibbo (que,por cierto, no aparece entre las cuatro referencias bi-bliográficas (!!) del artículo). Introduciendo los quarks by t, la interacción débil conectaría los estados |u�, |c�, |t�con los estados |d’�, |s’�, |b’�, respectivamente. La matriz3 × 3 de los coeficientes de los estados |d’�, |s’�, |b’� en labase |d�, |s�, |b� es conocida como matriz CKM (de Ca-bibbo-Kobayashi-Maskawa) y, a diferencia de la matrizoriginal de Cabibbo, algunos de estos coeficientes soncomplejos (que es donde matemáticamente se plasma laviolación de la simetría CP).

El trabajo de Kobayashi y Maskawa pasó inicial-mente desapercibido. Sin embargo, en 1977 se detectauna nueva partícula, bautizada como �, que se interpre-tó como un estado ligado formado por un quinto quark(b), y su antiquark. Este hecho, junto con el descubri-miento previo del tauón en 1975 que completaba la evi-dencia experimental de las tres familias leptónicas, hizoque el artículo de Kobayashi y Maskawa empezase a serreconocido. Así, su idea de tres familias de quarks seconsideró bien establecida incluso antes de la deteccióndel quark top en 1995. La verificación final del modeloKM se produce en el presente siglo con la confirmaciónexperimental de la violación de la simetría CP en el de-caimiento de partículas con belleza (las que contienen elquark b).

Naturalmente Kobayashi y Maskawa son figuras im-portantes de la física de altas energías en los últimos 35años, aunque no llegan al excepcional nivel de YoichiroNambu. Maskawa ya había sido galardonado con el Pre-mio Sakurai y llegó a dirigir el prestigioso Instituto Yu-kawa de Física Teórica. Por su parte, Kobayashi ha sidodirector del Instituto de Estudios de Partículas y Núcleosdel KEK en Tsukuba. Ambos han recibido máximos ga-lardones en su Japón natal.

CONCLUSIÓN

La concesión del Nobel nunca está exenta de ciertapolémica, aunque las discusiones alrededor de los pre-mios científicos rara vez llegan al nivel de acritud quesuscitan cada vez con más frecuencia los premios de laPaz y de Literatura. Sin embargo, la exclusión de Cabib-bo y, en mucha menor medida, la de Jona-Lasinio yGoldstone ha abierto un debate relativamente extendido(y encendido, sobre todo en Italia), sobre el acierto delComité Nobel en la selección de premiados de 2008. Na-turalmente, la mayoría de estas polémicas son un simplereflejo del impacto mediático de los Nobel y difícilmentevan a afectar a su prestigio.

Sin caer en la ingenuidad de pensar que la selecciónde premiados se hace atendiendo exclusivamente a susméritos, el reto principal de la Academia Sueca de lasCiencias es reconocer los trabajos, más que a las perso-nas, que han tenido una excepcional trascendencia encampos cada vez más diferentes y especializados. Estofuerza a unir bajo un mismo epígrafe genérico (la roturade simetrías en este caso) investigaciones que muy bienpodrían haber sido reconocidas en años diferentes. El


problema es que entonces descubrimientos en otras ra-mas de la física se verían relegados. Con todo y a pesarde Cabibbo (que es justo decir que reaccionó con ele-gancia al ver su exclusión en la lista de premiados) nadiediscute los merecimientos ni de los descubrimientos ni delos galardonados, especialmente los de Nambu: una le-yenda viva de la física de partículas.

REFERENCIAS

1. http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laurea-tes/2008/

2. J. Bardeen, L.N. Cooper and J.R. Schrieffer, Theory ofsuperconductivity, Phys. Rev., 117, 648 (1958).

3. N.N. Bogoliubov, On a new method in the theory ofsuperconductivity, J. of Exp. and Theor. Phys., 34, 58(1958).

4. Y. Nambu, Nobel Lecture: Spontaneous symmetrybreaking in particle physics: A case of cross fertil-ization, Rev. Mod. Phys., 81, 1015 (2009).

5. Y. Nambu, Quasi-particles and gauge invariance inthe Theory of Superconductivity, Phys. Rev., 117,648 (1960).

6. J. Goldstone, Field Theories with superconductor so-lutions, Nuovo Cimento, 19, 154 (1961).

7. Y. Nambu and G. Jona-Lasinio, A dynamical modelof elementary particles based on an analogy withsuperconductivity, Phys. Rev., 122, 345 (1961); Phys.Rev. 124, 246 (1961). Y. Nambu and D. Lurié, Chi-rality conservation and soft pion production, Phys.Rev., 125, 1429 (1962).

8. F. Englert and R. Brout, Broken symmetry and themass of gauge vector mesons, Phys. Rev. Lett., 13,321 (1964); P.W. Higgs, Broken symmetries and themasses of gauge bosons, Phys. Rev. Lett., 13, 508

(1964); G.S. Guralnik, C.R. Hagen, and T.W.B. Kibble,Global conservation laws and massless particles,Phys. Rev. Lett., 13, 585 (1964).

9. M.Y. Yan and Y. Nambu, Three-triple model withdouble SU(3) symmetry, Phys. Rev., 139, B1006(1965).

10. Extraído de un artículo de Madhusree Mukerjee pu-blicado en febrero de 1995 en Scientific American, ydisponible en la URL http://www.scientificameri-can.com/article.cfm?id=profile-yoichiro-nambu

11. Véanse sus «lecciones Nobel»: M. Kobayashi, NobelLecture: CP violation and flavor mixing, Rev. Mod.Phys., 81, 1019 (2009); T. Maskawa, Nobel Lecture:What does CP violation tell us?, Rev. Mod. Phys.81, 1027 (2009).

12. S. Sakata, On a composite model for the new parti-cles, Prog. Theor. Phys., 16, 686 (1956).

13. Una introducción rigurosa a nivel divulgativo aun-que ligeramente anticuada sobre la teoría de partí-culas elementales y sus interacciones es: R. Fernán-dez Álvarez-Estrada y M. Ramón Medrano,Partículas Elementales (EUDEMA-Universidad, Ma-drid, 1988).

14. J. H. Christenson, J.W. Cronin, V.L. Fitch, and R.Turlay, Evidence for the 2 p decay of the K meson,Phys. Rev. Lett., 13, 138 (1964).

15. N. Cabibbo, Unitary symmetry and leptonic decays,Phys. Rev. Lett., 10, 531 (1963).

16. M. Kobayashi and T. Maskawa, CP-violation in therenormalizable theory of weak interaction, Prog.Theor. Phys., 49, 652 (1973).

Pablo García GonzálezDepartamento de Física Fundamental



SEMBLANZAS DE LOS PREMIOSNOBEL

EL PREMIO NOBEL DE QUÍMICA

POR EL DESCUBRIMIENTOY DESARROLLO DE LA PROTEÍNAVERDE FLUORESCENTE (GFP)

El Premio Nobel de Química 2008 fue compartidopor tres científicos:

Osamu Shimomura: Nacido el 27 de agosto de 1928en Kyoto (Japón), cursó estudios de farmacia en Naga-saki y a partir de 1951 fue asistente en ese departamen-to por un periodo de cuatro años. En 1955 orientó sutrabajo hacia la química orgánica. Trabajó en la Univer-sidad de Princeton (New Jersey) de 1965 a 1982, antes deconvertirse en profesor emérito del Laboratorio de Bio-logía Marina de la Universidad de Massachusetts, y lue-go de la Universidad de Medicina de Boston.

Martin Chalfie: Nacido el 15 de enero de 1947 enFlorida (EE.UU.). Se doctoró en neurobiología en la Uni-versidad de Harvard y es profesor de biología en la Uni-versidad de Columbia (Nueva York) desde 1982.

Roger Y. Tsien: Nacido el 1 febrero de 1952 en Nue-va York (EE.UU.). Estudió en la Universidad de Harvard.

Tras su titulación, se unió al Laboratorio Fisiológico de laUniversidad de Cambridge (Inglaterra) en 1977, y traba-jó como investigador en la Escuela Gonville y Caius(Cambridge) hasta 1981. Desde 1989 esta trabajando enla Universidad de California como profesor de química ybioquímica.

Según la Academia Real Sueca, el Premio Nobel deQuímica de este año recompensa el descubrimiento ini-cial de la GFP y una serie de desarrollos importantesque han llevado a su uso como herramienta de marcado.Usando tecnología de ADN, los investigadores ahorapueden unir la GFP a otras proteínas interesantes, que deotra manera serian invisibles. Este marcador brillantepermite observar los movimientos, las posiciones y lasinteracciones de las proteínas marcadas.

LA PROTEÍNA VERDE FLUORESCENTE (GFP)REVOLUCIONÓ LA BIOCIENCIA

En los años sesenta, cuando el científico japonésOsamu Shimomura comenzó a estudiar la medusa bio-luminiscente Aequorea victoria no se imaginaba que lellevaría a una auténtica revolución científica. Treintaaños más tarde, Martin Chalfie usó la proteína verdefluorescente de la medusa para ayudarse en el estudio las

De izquierda a derecha: Osamu Shimomura, Martin Chalfie y Roger Y. Tsien.

��


células. Hoy se pueden estudiar procesos biológicos antesinvisibles con la ayuda de las proteínas de Roger Y.Tsien, las cuales brillan con todos los colores del arcoiris.

La proteína verde fluorescente, GFP, ha sido en ladécada pasada como una estrella guía para bioquímicos,biólogos, médicos y otros investigadores. El intenso colorverde de esta proteína aparece cuando es iluminada conluz azul y ultravioleta. Permitien visualizar tumores can-cerosos, mostrar el desarrollo de la enfermedad de Alz-heimer en el cerebro o el crecimiento de bacterias pató-genas.

Un uso todavía más interesante de la GFP radica enla posibilidad de seguir procesos en el interior de lascélulas. Cuanto más sepan los investigadores acerca delas células, cuáles son sus funciones o la forma cómo sedesarrollan, mayores serán las posibilidades de que sepuedan desarrollar medicamentos eficaces con un míni-mo de efectos secundarios.

La observación de las moléculas que forman unacélula: proteínas, ácidos grasos, hidratos de carbono,está más allá de la potencia de un microscopio ordinario.Y aún es más difícil seguir los procesos químicos que tie-nen lugar en su interior. Cuando los investigadores com-prendan cómo las células comienzan la construcción denuevos vasos sanguíneos, por ejemplo, se podría llegar adetener tumores cancerosos bloqueando su nutrición yoxigenación, evitando su crecimiento.

Los procesos químicos de las células suelen ser re-gulados por proteínas. Hay miles de proteínas diferentes,con distintas funciones. Conectando GFP a una de esasproteínas los investigadores pueden obtener una infor-mación muy útil. Se puede ver qué proteínas están en lacélula, seguir sus movimientos y observar sus interac-ciones con otras proteínas. Gracias a la luz verde de laGFP es posible seguir el rastro de una proteína con elmicroscopio.

SHIMOMURA DESPERTÓ EL INTERÉS POR LALUZ DE LAS MEDUSAS

En 1945 la bomba atómica que cayó sobre Nagasakidejó a Osamu Shimomura temporalmente ciego. Esa pér-dida de visión durante su adolescencia quizás fue lo quedespertó su interés por estudiar la luz que emitían las es-pecies marinas.

En 1955 obtuvo una plaza de asistente del profesorYashimasa Hirata en la Universidad de Nagoya. Hirata

le puso a trabajar en un proyecto aparentemente impo-sible, descubrir por qué los restos de un triturado demolusco, Cypridina, brillaban cuando se humedecencon agua.

En 1956, contra todo pronóstico, Shimomura tenía elmaterial en sus manos. Se trataba de una proteína37.000 veces más brillante que el triturado de moluscos.Después de la publicación de sus resultados, Shimomurafue contratado por la prestigiosa Universidad de Prince-ton en Nueva Jersey, EE.UU., por Frank Johnson.

Esto despertó el interés de Shimomura por los mate-riales luminiscentes y se centro en la medusa «Aequoreavictoria», que vive en los mares de la costa oeste deNorteamérica y cuyo borde exterior brilla cuando la me-dusa se mueve. Durante el verano de 1961, Shimomura yJonson pescaron miles de medusas. Cortaron los bordesde las medusas y los presionaron contra un filtro paraobtener lo que ellos llamaron una «squeezate». Un díaShimomura echó restos del squeezate en el fregadero ycomenzaron a brillar. Se dio cuenta de que en el frega-dero había agua de mar y de que los iones calcio quecontenía eran los responsables de la reacción química.Curiosamente la luz no era verde como la del borde delas medusas, era azul. Les llevó unos meses purificarunos pocos miligramos del material luminiscente azul.Llamaron a la proteína «aequorin».

En el trabajo publicado en 1962, en el que Shimo-mura y Johnson describían el proceso gracias al cual seobtuvo «aequorin», también mencionaban que la proteí-na que habían aislado era de color verdoso a la luz delsol, amarillento a la luz de una bombilla y verde fluo-rescente bajo luz ultravioleta. Era la primera vez quealguien describía la GFP (ver Figura 1).


Figura 1. La proteína verde fluorescente (GFP) está formadapor 238 aminoácidos unidos.

En los años 70 Shimomura estudió con más profun-didad la fluorescencia de la GFP. Demostró que la GFPcontenía un cromóforo especial. Cuando la luz ultravio-leta o azul incide sobre el cromóforo, éste absorbe ener-gía de la luz y se excita. Después, el cromóforo libera laenergía emitiendo una luz verde. El grupo cromóforode la medusa simplemente transforma la luz azul delaequorin en luz verde. Por esto la medusa y el aequorinbrillan con distinto color.

Lo sorprendente de la GFP es que la proteína nonecesita ningún aditivo para brillar. Es suficiente radiarla GFP con luz UV o luz azul. La luz penetra en el inte-rior de las células y se encuentra con la GFP, la cual emi-te luz verde. Si los investigadores necesitaran un aditivoquímico sería necesario inyectarlo en la célula, un pro-ceso que podría alterarla y que es complicado de llevar acabo a escala microscópica.

CHALFIE TIENE UNA BRILLANTE IDEA

El segundo laureado, Martin Chalfie, oyó hablar dela proteína verde fluorescente por primera vez en 1988en un seminario dedicado a los organismos biolumi-niscentes en la Universidad de Columbia, en NuevaYork.

Diariamente Chalfie trabaja con los pequeños gu-sanos «Caenorhabditis elegans», unos de los organismosmás estudiados en el mundo. A pesar de que sólo cons-ta de 959 células, tiene cerebro, envejece y se aparea.Además, una tercera parte de sus genes están relacio-nados con los genes humanos. Por último, Caernor-habditis elegans es transparente, lo cual hace muy sen-cillo para los investigadores estudiar sus órganos conun microscopio ordinario.

Durante el seminario de 1988 Chalfie se dio cuentade que la proteína verde fluorescente podría ser una he-rramienta fantástica para estudiar al elegans. La proteínapodría actuar como marcador verde fluorescente paravisualizar algunas de las actividades de las células delgusano.

Para poder apreciar la idea de Chalfie hay que co-nocer algunos conceptos básicos de la biología celular.Hay miles de proteínas en nuestro cuerpo y a pesar deque realizan diferentes funciones, todas ellas estánconstruidas de la misma forma. Constan de veinte tiposde aminoácidos que se unen para formar largas cade-nas. Las proteínas se diferencian por la longitud de lacadena, la secuencia de sus aminoácidos y la forma en

la que la cadena se enrolla en el espacio. En generalcada gen codifica una proteína. Cuando una célula ne-cesita una proteína, el gen se activa y la proteína essintetizada.

Por ejemplo, cuando te has comido una bolsa grandede dulces y el nivel de azúcar en sangre es demasiadoalto, se activa el gen productor de la insulina en las célu-las beta del páncreas. Todas las células del cuerpo tienenel gen de la insulina en el interior de su núcleo, pero sólolas células beta del páncreas reaccionan a un aumento delnivel de azúcar produciendo insulina. El «interruptor» delgen, el promotor, situado cerca del gen en el ADN, se co-necta. Cuando el promotor se activa el gen de la insulinacomienza a ser copiado. La copia es necesaria si la célulanecesita acceder y leer el código genético.

La copia del gen de la insulina es transferida desde elnúcleo de la célula a la «factoría» de la célula, el cito-plasma. Entonces la copia del gen es usada como un pa-trón para enlazar los aminoácidos formando la proteínade la insulina. La insulina se libera en el torrente sanguí-neo donde se adhiere a los músculos y a las células degrasa, que absorben y almacenan el azúcar de la sangre.

La idea de Chalfie consistió en conectar el gen dela GFP con varios promotores de los genes o con genesde otras proteínas, así podría ver la activación de losgenes promotores en las células y saber dónde sonproducidas las diferentes proteínas. La luz verde ac-tuaría como un faro.

Con la objetivo de poner a prueba sus ideas, Chalfienecesitaba localizar el gen de la GFP en el genoma de laAequorea victoria. Tras investigar un poco, descubrióque un investigador llamado Douglas Prasher del WoodsHole Oceanographic Institution, en Massachussets, habíacomenzado a buscar el gen de la GFP. Chalfie le pidióque se pusiera en contacto con él si lograba aislar el gencorrecto.

Un par de años más tarde Prasher envió el gen de laGFP a Chalfie. Chalfie entonces instruyó a una graduada,Ghia Euskirchen, en la manera que había que procederpara intentar que la bacteria intestinal Escherichia coliprodujera GFP.

Un mes más tarde Euskirchen tuvo éxito, había vistocon el microscopio que la bacteria brillaba con luz verdecuando era irradiada con luz UV. Este descubrimientoestá en la base del revolucionario uso que hoy se da a laGFP. Pero el descubrimiento en sí fue inesperado.

En el siguiente paso, Chalfie colocó el gen detrásde un promotor que está activo en seis receptores neu-



ronales del tacto en Caenorhabditis elegans. El resultadofue publicado por Chalfie y colaboradores en la revistaScience en febrero de 1994 (ver Figura 2). En la portadase puede ver una imagen de Caenorhabditis elegans, enla cual el receptor neuronal emitía una brillante luz ver-de (ver Figura 3).

TSIEN CREA UNA PALETA CON TODOS LOSCOLORES DEL ARCO IRIS

Aquí es donde el tercer galardonado con el PremioNobel, Roger Tsien, hace su entrada. Su mayor contribu-ción a la revolución de la GFP fue que amplió la paletacon varios colores nuevos que brillaban durante mástiempo y más intensamente.

Para empezar, Tsien indicó cómo se forma química-mente el cromóforo GFP en la larga proteína GFP for-mada por 238 aminoácidos. Otros investigadores habíanmostrado que tres aminoácidos en la posiciones 65-67reaccionaban químicamente entre sí para formar el cro-móforo. Tsien mostró que esta reacción química necesi-taba oxígeno y explicó cómo podía llevarse a cabo sin laayuda de otras proteínas.

Con la ayuda de la tecnología del ADN, Tsien dio unpaso más y cambió diversos aminoácidos en diferentespartes de la GFP. Esto condujo a que la proteína absor-biera y emitiera luz en otras regiones del espectro. Ex-perimentando con la composición de los aminoácidos,Tsien logró desarrollar nuevas variantes de la GFP quebrillan con más fuerza y en diferentes colores como elcian, azul y amarillo. Así los investigadores pueden hoymarcar diferentes proteínas con diferentes colores paraver sus interacciones.

Un color, sin embargo, que Tsien no pudo lograrproducir con la GFP fue el rojo. La luz roja penetra enlos tejidos más fácilmente y es especialmente útil cuandolos investigadores quieren estudiar células y órganos enel interior del cuerpo.

Unos científicos rusos encontraron la proteína rojaen unos corales. Pero era, desafortunadamente, másgrande y pesada que la GFP. Estaba formada por cuatrocadenas de aminoácidos en vez de una y fue menos usa-da como marcador en los procesos biológicos. El equipode investigadores de Tsien solucionó el problema, redi-señaron la proteína roja para que la proteína fuera másestable y fluorescente con una sola cadena de aminoáci-dos, con lo que puede ser fácilmente conectada a otrasproteínas.

EL «BRAINBOW» O «ARCO IRISDEL CEREBRO»

Varias de estas proteínas han sido utilizadas por losinvestigadores en un espectacular experimento. Modifi-caron ratones genéticamente para producir distintas can-tidades de los colores amarillo, ciano y rojo dentro de las

Figura 4. Ratón con la proteína GFP.

Figuras 2 y 3. Gusano«Caenorhabditis elegans» conla proteína GFP incorporadaen su organismo.

células nerviosas de su cerebro. El resultado fue que elcerebro del ratón brillaba con los colores del arco iris.Los investigadores pudieron entonces seguir los nerviosde las células individuales del cerebro y llamaron a esteexperimento el «brainbow».

APLICACIONES EN BIOTECNOLOGÍAY BIOMEDICINA

En cuanto a las aplicaciones biomédicas cabe desta-car el marcaje con proteínas fluorescentes permite vi-sualizar de forma no invasiva la evolución de tumores enanimales de experimentación, simplemente observandola fluorescencia que emiten las células cancerosas al ilu-minar los animales vivos con luz del color adecuado(ver figura 4).

La observación del crecimiento de bacterias pató-genas, el desarrollo de circuitos neuronales o de la en-fermedad de Alzheimer, la lucha contra la malaria sonejemplos de los muchos estudios que han visto luz ver-de gracias a la GFP.

Además de sus aplicaciones en medicina, tambiéntiene otras aplicaciones en biotecnología. La proteínaverde fluorescente también se puede usar para la de-tección de arsénico en los pozos de agua. Éste es unenorme problema en algunas partes del sudeste de Asia,donde el arsénico existente en la naturaleza está con-

taminando el agua de miles de personas. Los investiga-dores han modificado genéticamente bacterias resis-tentes al arsénico para que se iluminen con color verdeen presencia de este elemento. También han modificadootros organismos para que emitan fluorescencia verdeen presencia del explosivo trinitrotolueno (TNT) o me-tales pesados como el cadmio o zinc. Hoy en día hayGFP incluso en los juguetes que se iluminan en la os-curidad.

LINKS

— http://nobelprize.org/nobel_prizes/chemistry/laurea-tes/2008/info.html

— http://www.rsc.org/chemistryworld/Issues/2008/Nov-ember/AGlowingGreenNobel.asp

— http://garritz.com/andoni_garritz_ruiz/document-os/72-Garritz-Shimomura-Chalfie_y_Ts-EQ-2009.pdf

— www.nature.com/nature/journal/v454/n7201/suppinf-o/nature06998.html

— www.conncoll.edu/ccacad/zimmer/GFP-ww/GFP-1.htm

Jesús López Sanz, Elena Pérez Mayoral,Antonio José López Peinado y

Rosa María Martín ArandaDpto. de Química Inorgánica y Química Técnica



EFEMÉRIDES

GALILEO: EL TELESCOPIO Y LASPRIMERAS DISPUTAS ASTRONÓMICAS

El 25 de agosto de 1609, el Dux, los consejeros y lossenadores de la República de Venecia se congregaban enel Gran Salón del Palacio Ducal. Galileo Galilei, lectorde matemáticas del Studio de Padua, iba a presentar yofrecer al Consejo su última invención, un instrumentoque permitía «divisar barcos y velas del enemigo a unadistancia mucho mayor de la habitual, de tal forma quepodemos descubrirle nosotros dos horas antes de que élnos vea…y juzgar sus fuerzas para prepararnos al com-bate o a la fuga». Según la descripción de Antonio Priu-li, consejero de la República y Reformador del Studio dePadua, el aparato «era de plomo, forrado por fuera conterciopelo carmesí, de una longitud aproximada de trescuartas y media, y de la anchura de un escudo, con doslentes, una cóncava y la otra no, por parte». La demos-tración fue un éxito. Muchos de los asistentes salieron ala plaza y subieron al Campanario de San Marcos paraver los barcos que se acercaban al puerto. Terminada laexhibición, el propio Priuli anunciaba a Galileo que el

Consejo de Reformadoresle confirmaba en el cargocon carácter vitalicio y leduplicaba el salario, quepasaba de 500 a 1000 flo-rines, «el triple de lo quehabía recibido cualquierpredecesor mío en el car-go», como orgullosamentediría Galileo años mástarde.

Pero ¿realmente eraun nuevo invento? En suGalileo, Bertolt Brechtpresenta a Priuli días des-pués, temeroso de conver-tirse en el hazmerreír dela ciudad por haber paga-do 500 florines por un in-

vento que, acaba desaber, «se vende entodas las esquinas deItalia por dos escu-dos». Quizá Brechtexageraba, pero escierto que instrumen-tos similares se ven-dían por entonces enMilán, París, Londreso Frankfurt. El propioGalileo reconocía que a mediados de 1608 había sabidode la existencia del instrumento en Holanda, que algunosdías después le había confirmado desde Francia un anti-guo alumno, Jacobo Baldovere, y ello era lo que le habíamovido a construir su aparato. Años después, en El En-sayador se defendía con un curioso argumento frente aquienes le recriminaban por haberse presentado como in-ventos del aparato:

«Tal vez alguien me podrá decir que no es pequeñaayuda, para el descubrimiento y resolución de algúnproblema, el haber conocido de alguna manera, y deantemano, la verdad de la conclusión, y el estar con-vencido de no buscar un imposible, y que por ello elconocimiento y la certeza de que el anteojo había sidoya hecho me habría servido de tal ayuda, que tal vezsin ella no lo hubiera descubierto… No lo creo; másdiré: el encontrar la solución a un problema señaladoes labor de mayor ingenio que el encontrarla a uno nopensado ni nombrado, pues en éste puede intervenir engran parte la casualidad, mientras que en aquél estodo obra del razonamiento. Hoy sabemos que el ho-landés, primer inventor del telescopio, era un simplemaestro de lentes ordinarias, y que casualmente, ma-nejando lentes de diversas clases, acertó a mirar almismo tiempo por dos, una convexa y otra cóncava, yque de este modo observó el efecto que se derivaba ydescubrió el instrumento; pero yo, estimulado por lanoticia dada, descubrí lo mismo por medio del razona-miento…».

Realmente el razonamiento de Galileo no va muchomás allá de deducir que se necesitaba una lente cóncavay una convexa. Pero esto ya lo sabía Giovanni BattistaTelescopio de Galileo, 1609.

��



de la Porta veinte años antes. En el Capítulo 10 de suMagia Naturalis (edición de 1589), afirmaba:

«Quien ve mal utiliza lentes según la condición de suvista. Quien supiese disponer correctamente estas cosasobtendría un secreto nada despreciable. Las lentes cón-cavas permiten discernir con claridad lo que se hallaalejado y las convexas, lo cercano, de modo que puedesaprovecharte de ello en beneficio de la vista. Con lacóncava ves las cosas lejanas pequeñas y claras, mientrasque con la convexa ves las cosas cercanas mayores aun-que borrosas. Si supieras combinar ambas correctamen-te, verías mayores y claras tanto las cosas lejanas comolas próximas». Pero aunque en su Capítulo 11 reza: «Delas lentes, con las que cualquiera puede ver a una dis-tancia mayor que todo lo imaginable», Porta no presentaningún diseño convincente.

Tampoco Kepler, quien había desarrollado una inci-piente teoría óptica de las lentes en sus Añadidos a Vi-telo de 1604, hizo ningún intento por ponerla en prácti-ca. De modo que Galileo tenía razón probablemente aldecir que el «simple maestro de lentes» holandés habíallegado a su invención por simple ensayo y error.

Efectivamente, la historia oficial dice que el 25 deseptiembre de 1608, Hans Lipperhey, un fabricante delentes de Middleburg, presentó en La Haya a Mauriciode Nassau un anteojo que permitía ver objetos lejanos.Debido a sus posibles aplicaciones en la guerra naval sele pidió que guardase el secreto de su construcción ysolicitase una patente. Esto es lo que hizo el 2 de octu-bre y cuatro días después se le encargó la construcciónde tres aparatos. Lo curioso es que algunos días mástarde, el 14 de octubre, otro fabricante de lentes, JacobMetius de Alkmaar, presenta ante los Consejeros deZeeland un instrumento similar y el 17 de octubre se lesugiere que solicite una nueva patente. Por si fuerapoco, un tercer holandés, Zacharias Janssen, tambiénde Middleburg, proclama casi al mismo tiempo quetambién tiene un telescopio, y su hijo afirmará añosmás tarde que su padre había copiado el diseño de unaparato que había comprado en Italia en 1590, lo que,de ser cierto, adelantaría casi veinte años la invencióndel telescopio.

En 1999, Colin Roman, entonces Presidente de laAsociación Astronómica Británica, reclamaba el título deinventor del telescopio para Leonard Digges, quien lodescribe en su libro Pantometría de 1553. (Curiosamente,Digges estuvo exilado en Holanda durante el reinado deMaría Tudor.) Una descripción más detallada se encuen-

tra en un informe presentado por William Bourne porencargo de Lord Burghley, consejero de Isabel I de In-glaterra, que quería conocer las aplicaciones del instru-mento en una posible batalla naval contra España. El te-lescopio descrito es en realidad un telescopio reflectorcompuesto de un espejo cóncavo y una lente biconvexay, según Bourne, sería decisivo en una batalla naval.Sin embargo, otro historiador, Ewen A. Whitaker, haarrojado dudas sobre la construcción real del instrumen-to. En efecto, para tener un aumento apreciable el espe-jo debería tener una distancia focal y un diámetro gran-des, lo que haría necesario montarlo en un largo tubo yapoyarlo en una base que permitiera orientarlo con rela-tiva facilidad. Además, el observador debería dar la es-palda a lo que quisiera observar, sin interponerse él mis-mo entre ello y el espejo. Y lo peor era que la imagenaparecería completamente invertida, tanto de arriba aabajo como de izquierda a derecha.

Pero esta historia también tiene una rama española.En un libro de 1618 dedicado a la construcción del te-lescopio, Girolamo Sirtori afirmaba que había conocidoen Gerona al verdadero inventor del instrumento: unanciano pulidor de lentes al que llama Roget de Bur-gundy. Intrigado por esta cita, un coleccionista de ins-trumentos ópticos e historiador aficionado, José MaríaSimón de Guilleuma, decide a mediados del siglo pasadoinvestigar en los archivos la historia de la familia Roget.Descubre que el Roget de Sirtori es Juan Roget, cuyospadres eran originarios de Angulema y que debió morirentre 1617 y 1624. Simón de Guilleuma investiga en losregistros notariales de la época en busca de documentosen los que se mencione la herencia o venta de «ulleres».Encuentra algunos, en particular uno en el que se regis-tra que un mercader llamado Jaime Galvany había com-prado en una subasta de fecha 5 de septiembre de 1608«una ullera de larga vista por cinco sueldos». (Tambiénen un legado de 10 de abril de 1593, y que se repite en1596, se cita «una ullera larga guarnida de lauto».)

Basado en esto, otro historiador amateur, Nick Pe-lling, conjetura una historia rocambolesca. Galvany ha-bría acudido a la feria de Frankfurt y mostrado el ins-trumento a Zacharias Janssen, quien habría intentadoreproducirlo y, con ello, también habría puesto sobre lapista a Lipperhey. Pero el propio Pelling arroja más tardedudas sobre esta historia. En una rápida visita a los Ar-chivos Notariales de Barcelona encuentra discrepanciasde 25 años en las fechas en que estuvieron en activo losnotarios cuyos documentos cita Simón de Guilleuma.

Pero si Galileo no fue el inventor del telescopio, sífue el constructor más aventajado. Galileo tenía granhabilidad manual. Ya desde sus tiempos de profesor enPisa había instalado un taller en su casa, y en Paduaconstruyó varios ejemplares de su compás geométrico-militar, que le dieron gran fama y reconocimiento. Así,en cuanto tuvo conocimiento de la existencia del teles-copio holandés se puso manos a la obra y, aunque es di-fícil creer que tan solo un día después ya había cons-truido uno propio, lo cierto es que en poco tiempo fueconstruyendo telescopios cada vez mejores. En agostodisponía de uno de 8 aumentos, con el que hizo su de-mostración en Venecia, y en noviembre ya tenía uno deun poder doble.

Es en esta época en la que «desestimando las cosasterrenales, me entregué a la contemplación de las celes-tes». Parece realmente extraño que nadie lo hubiera he-cho antes. (En particular resulta extraño que si ZachariasJanssen tenía un anteojo en 1604 no lo hubiera apunta-do a la «estrella nueva» que apareció ese año en el cieloy que despertó el interés y la curiosidad de todos, ya fue-ran astrónomos o no.) Cuando Galileo lo apunta al cielouna noche de noviembre de 1609, queda asombrado.Las aproximadamente 1000 estrellas registradas por

Tycho Brahe se multiplican por diez; lo que a simplevista parecían nebulosas ahora se presentan como con-juntos de estrellas. La superficie lunar aparece rugosa: lalínea que separa la parte iluminada de la oscura en loscuartos es una línea irregular. Además, en la parte oscu-ra se ven puntos brillantes mientras que en la iluminadaaparecen puntos oscuros. Galileo interpreta estos puntosbrillantes como el reflejo de cimas montañosas ilumina-das por el Sol y los puntos oscuros como sombras quearrojan las montañas en la zona iluminada. Midiendo ladistancia máxima de los puntos brillantes al límite de lazona oscura estima la altura que deben tener las monta-ñas lunares, que son mayores que las montañas más al-tas conocidas en la Tierra. (Para Galileo la montaña másalta de la Tierra era el Mont Blanc.)

Entre las muchas «estrellas» nuevas que permite verel telescopio, Galileo observa el 7 de enero de 2010 tresestrellas alineadas con Júpiter. Al día siguiente, «porazar», vuelve a apuntar a Júpiter y observa que las tresestrellas se han movido, aunque siguen estando alinea-das. Ello despierta su curiosidad y desde ese día hasta el2 de marzo dedicará todas las noches a observarlas, sal-vo media docena de noches en que el cielo aparece nu-blado. Los días 10 y 11 de enero solo ve dos estrellas, y



supone que la tercera está detrás de Júpiter. Pero el día13 aparece una cuarta estrella. Ya a mediados de enerose ha convencido de que estas estrellas son en realidadsatélites de Júpiter. Los astros más cercanos son másveloces, pues las estrellas más próximas a Júpiter se venmás a menudo al oriente después de haber aparecido eldía anterior a occidente.

Todo esto son pruebas en contrade la cosmología aceptada. Desde estemomento, Galileo deja de lado sus in-vestigaciones sobre el movimiento,que le habían ocupado la mayor partede su tiempo en Padua, y fija su aten-ción en la astronomía. Pero sus obli-gaciones docentes, tanto públicascomo privadas, en Padua no le dejantiempo para sus investigaciones. Gali-leo es consciente de que «la Repúblicano puede eximirme de mis obligacio-nes y seguir pagándome…. Eso solo lopuedo esperar de un príncipe absolu-to». Así que decide ofrecerse al GranDuque Cosme II de Medicis, quien diezaños antes había sido alumno suyo.Galileo llevaba algunos años pensandoen ello. Ahora, los nuevos descubrimientos le brindanuna oportunidad de oro. Galileo bautiza a los satélites deJúpiter como «astros medíceos» y publica sus descubri-mientos en un libro dedicado al Gran Duque Cosme. (Pa-rece que en principio pensó en llamar a los satélites «as-tros cósmicos», lo que hubiera sido un bonito juego depalabras, pero alguien le hizo ver que era mejor homena-jear a los Medicis en general y no particularizar dema-siado). El libro Sidereus Nuncius (El Mensaje Sideral o ElMensajero Sideral, que ambos significados tiene la pala-bra) se publica el 12 de marzo de 1610. (Si tenemos encuenta que la última observación registrada es de 2 demarzo, la rapidez de la publicación sería la envidia demuchas revistas actuales. Es cierto que entonces no teníaque pasar la revisión por pares, pero si necesitaba el im-primatur eclesiástico.) El prólogo es un magnífico ejemplode literatura adulatoria: «Pues apenas han comenzado aaparecer en la Tierra tus magnificiencias, aparecieron enel cielo unas estrellas brillantes que cual lenguas expre-sarán y celebrarán en todo tiempo tus nobilísimas virtu-des». Pero con ello Galileo cumple un doble objetivo. Enprimer lugar reclama la prioridad del descubrimiento:«¿Por qué, si fui el primero en observarlas, me habría de

disputar alguien el derecho a imponerles incluso un nom-bre, llamándolas astros medíceos, confiando en que gra-cias a esta denominación reciban esas estrellas tanta dig-nidad cuanta confirieron las otras a los demás héroes?».Esta reclamación de prioridad es importante, pues no se-ría extraño que para entonces la idea de apuntar al cieloya se le hubiera ocurrido a otros. De hecho, parece que

Thomas Harriot en Inglaterra ya habíaobservado la Luna con un telescopio yla había dibujado el 26 de julio de1609, aunque sin sacar las conclusio-nes de Galileo. Y años más tarde, Si-mon Mayr pretenderá haber obser-vado los satélites de Júpiter ya ennoviembre de 1609, aunque Galileo lorefutará diciendo que en esa fecha nopodrían tener la apariencia que citaMayr. (Finalmente, sin embargo, losastros medíceos terminarían llevandolos nombres de Simon Mayr sugirióa Kepler: Io, Calixto, Europa y Ganí-medes.)

En segundo lugar, Galileo hace yaen el prólogo la primera declaraciónpública de heliocentrismo: «las cuatro

estrellas reservadas a tu ínclito nombre…realizan sus cur-sos y órbitas en torno a la estrella Júpiter,…, a la vez quetodas juntas realizan en doce años, con unánime acuerdo,grandes revoluciones en torno al centro del mundo, estoes, en torno al mismo Sol». Vinculando sus ideas al es-plendor de los Medicis se asegura una gran resonanciapara ellas. Pues, como dirá Kepler más tarde: «¿Es unafruslería tomar el pelo a la familia de los Grandes Duquesde Toscaza, otorgando el nombre de los Medici a sus fic-ciones que ofrecería como genuinos planetas?»

Y, por supuesto, el 25 de junio de 1610, Galileo esnombrado «Primer Matemático del Studio de Pisa y Fi-lósofo de Su Alteza Serenísima el Gran Duque sin obli-gación de dar clase ni de residir en el Studio ni en la ciu-dad de Pisa, y con el estipendio de mil escudos al año,en moneda florentina.»

Las reacciones al libro son diversas. Algunos, comoCesare Cremonini, colega de Galileo en Padua y firmedefensor del sistema ptolemaico, se niegan a mirar si-quiera por el telescopio, alegando que le da dolor decabeza. (Curiosamente, Cremonini había sido investigadoun año antes por la Inquisición por defender el aristote-lismo averroista, lo que muestra la amplitud de miras de

la santa institución.) Pero quienes así reaccionan sonlos mínimos. Era difícil esperar que la gente se resistiesea observar tales maravillas. El problema está en cómo in-terpretarlas.

Galileo sabe que debe ganarse la anuencia de Kepler yClavius, los astrónomos más respetados de la época. Porello, envía un ejemplar al embajador toscano ante el SacroImperio con el ruego de que se lo haga llegar a Kepler y lepida un comentario sobre el libro. Ya en 1597 Galileohabía mantenido una breve correspondencia con Kepler,iniciada cuando éste le envió un ejemplar de su MysteriumCosmographicum. A los pocos días Galileo le contestabaque aunque de momento tan solo había leído unas pocaspáginas, él también era partidario del sistema copernicanoy tenía algunas pruebas a su favor. Pero cuando Kepler lepide que le detalle esas pruebas, Galileo da la callada porrespuesta. No se sabe a qué pruebas podía estar refirién-dose Galileo, pero el hecho es que durante sus enseñanzasen Padua nunca llegará a manifestarse explícitamentecontrario al sistema ptolemaico. Tampoco sabemos si-quiera si Galileo llegó a leer por completo el libro de Ke-pler: una cosa es ser favorable al copernicanismo y otraintroducirse en páginas y páginas de elucubraciones cua-si-místicas sobre el tamaño de los orbes de los planetas ysu relación con los sólidos platónicos.

Ahora Kepler, que ya había leído el ejemplar de Si-dereus Nuncius destinado al Emperador Rodolfo II antesde recibir el ejemplar a él destinado, responde inmedia-tamente en privado; pero ante la insistencia del Empera-dor y otros notables que le pedían su opinión, hace pú-blica la carta el 3 de mayo en un opúsculo con el títulode Conversación con el Mensajero Sideral. En éste res-palda las afirmaciones de Galileo a partir de lo que él hapodido ver con sus propios ojos. No obstante, no pierdela ocasión de señalar la posibilidad de que el inventorflamenco del telescopio se hubiera inspirado en su libroo en el de Porta. También dice cómo habría construido élsu propio telescopio, y que si no lo hizo antes era porqueentonces pensaba que el aire era denso y azulado y ocul-taría las partes diminutas de los cuerpos. Pero ahoratampoco parece dispuesto a hacerlo y espera ansioso re-cibir uno construido por el propio Galileo. Con este ins-trumento, dice, buscaría dos satélites en Marte y seis uocho de Saturno, que sin duda deberían existir paraguardar la proporción. De nuevo, Kepler se embarca enextrañas especulaciones: sin duda los satélites de Júpiterserán muy provechosos para los probables habitantesde ese planeta.

Kepler también había observado las irregularidadesde la Luna. No lo había hecho a través de un telescopiosino proyectando la imagen de la Luna en una pantallacolocada tras una hoja en la que había hecho un agujeroy montado una lente. Se formaba así una pequeña ima-gen invertida de la Luna, del tamaño de una moneda.Kepler acepta la existencia de las montañas lunares e in-cluso sugiere otras construcciones que muy bien podríanservir a los selenitas para protegerse del Sol durante loslargos días lunares.

Francesco Magnini, en Bolonia, y Clavius, en Roma,plantean inicialmente algunas reservas respecto a lasobservaciones de Galileo. No obstante, tras una visita deéste a Bolonia, Magnini acaba por reconocer la veracidadde las observaciones. También las reconocerá Claviusen una carta privada a Galileo en diciembre de 1610.

Tras la publicación del Sidereus Nuncius, Galileocontinúa sus observaciones astronómicas. En mayo, to-davía en Padua, observa las manchas solares, aunqueno les dedica entonces mucha atención. En julio de1610 Galileo informa a Sus Altezas Serenísimas de unnuevo descubrimiento. No dice entonces cuál es, aunquepara poder reivindicar posteriormente su prioridad lohace público en forma de anagrama: Smaismrmilmepoe-taleumibunenugttauiras. Kepler, en un intento de desci-frarlo, lo interpreta como Salve umbistineum geminatumMartia proles (Salve, joyas gemelas, marciana prole).Pero la solución correcta, que da Galileo en noviembre,es Altissimum planetam tergeminum observavi (Observéque el planeta más alto era triple). Es decir, Saturno noaparece en el telescopio como un astro único, sino queparece tener dos cuerpos más pequeños casi tocándolo.(Años después observará, sin encontrar una explicaciónplausible, que estos cuerpos desaparecen a veces y otrasveces se presentan como elipsoides que contienen en suinterior unos triángulos oscuros.) Son las primeras evi-dencias de lo que con mejores telescopios se revelaríancomo los anillos de Saturno.

En diciembre anuncia un nuevo descubrimiento,también en forma de anagrama: Haec inmatura a meiam frustra leguntur o y (En vano estoy examinandocosas inmaduras). Una vez más, Kepler trata infructuo-samente de descifrarlo. La solución llega en enero de1611: Cynthiae figuras aemulatur mater amorum (La ma-dre de los amores emula las fases de Cintia). Es decir, Ve-nus imita las fases de la Luna. Estas fases solo puedeninterpretarse suponiendo que Venus gira alrededor delSol, una prueba más a favor de la teoría de Copérnico.



Con este bagaje, Galileo hace una visita a Roma enabril de 1611. El recibimiento es triunfal y se suceden loshonores. Le recibe el papa Paulo V. Es nombrado miem-bro de la Academia de los Linces, fundada por el Princi-pe Federico Cesi. (Es precisamente en una reunión deacadémicos el 14 de abril donde el filólogo Demisanida el nombre de telescopio al instrumento.) Y por si fue-ra poco, con Galileo como invitado de honor, los jesuitasconfirman públicamente sus observaciones en una so-lemne reunión en el Colegio Romano. No es extrañoque un cardenal escribiera al Gran Duque a propósito deGalileo: «estoy convencido de que si estuviéramos enaquella República Romana de la antigüedad le habríasido erigida una estatua en el Campidoglio para rendirhonor a la excelencia de su valía».

Poco cabía esperar entonces que Galileo iba a tenerenfrentamientos continuos con los jesuitas. En efecto, losjesuitas aceptaban las observaciones pero no su inter-pretación, que ponía en cuestión algunos dogmas de lacosmología aristotélica. Stillman Drake ha llamado laatención, con acierto, sobre el hecho de que las primerascríticas a las interpretaciones de Galileo no entran direc-tamente en la cuestión del heliocentrismo sino que tratande defender la perfección de los cuerpos celestes. Lasirregularidades de la superficie lunar negaban la per-fecta esfericidad atribuida a los cuerpos celestes. Poreso, Clavius hizo suya una sugerencia de Ludovico delleColombe que afirmaba que la Luna estaba recubierta deuna sustancia cristalina con una superficie perfectamen-te esférica. «Ciertamente es una hermosa fantasía», res-pondía Galileo, «pero tiene el problema de que no hasido demostrada ni es demostrable». Por la misma razónse podría decir que «dicha superficie cristalina posee in-mensas montañas que nosotros no podemos ver por serde una sustancia diáfana».

Más seria es la polémica en torno a las manchassolares. Aunque Galileo no había escrito nada cuando lasobservó inicialmente, habla de ellas durante su estanciaen Roma. Esto llega a oídos del jesuita alemán ChristophScheiner, profesor de matemáticas en la Universidad deIngolstadt, quien se dedica a observarlas durante variosmeses y a finales de 1611 escribe tres cartas sobre eltema a Markus Welser, duunviro de Aubsburgo, quien laspublica en enero de 1612 aunque oculta al autor verda-dero bajo el pseudónimo de Apeles. Welser, que tambiénes académico linceo, envía a un ejemplar a Galileo pi-diéndole una opinión. Galileo responde con otras trescartas en mayo, agosto y diciembre de 1612, que poste-

riormente serán editadas en un solo volumen en marzode 1613 por la Academia de los Linces. La respuesta esbastante crítica. Scheiner afirma que las aparentes man-chas no pertenecen realmente al Sol, que debe ser per-fectamente esférico como cualquier cuerpo celeste porencima del orbe de la Luna; las manchas son en realidadgrupos de astros que rodean al Sol a cierta distancia desu superficie. Galileo, sin embargo, afirma que las man-chas están realmente en la superficie solar y su movi-miento muestra además que el Sol es esférico y gira al-rededor de su eje, «dando enteramente la vuelta en unmes lunar aproximadamente». Por otra parte, «para quie-nes quisieran que la sustancia del Sol fuera inalterable,viéndose obligados… a situar estas manchas en la parteceleste, creo que ponerlas contiguas al Sol pocas másmolestias les dará que ponerlas en otra parte». La polé-mica se prolongará durante varios años con gran acritudpor ambas partes. También da lugar a que en muchoscírculos romanos y florentinos se empiece a hablar de lasideas de Copérnico y que Galileo escriba su Carta a Cris-tina de Lorena, Gran Duquesa de Toscana. Finalmente, elSanto Oficio pone fin a estas discusiones incipientes enfebrero de 1616, al declarar «formalmente herética» laidea de que el Sol está inmóvil en el centro del universo,y «errónea en la fe» la idea de que la Tierra no está en elcentro del mundo y se mueve.


No obstante, ni siquiera los jesuitas podían negarque la existencia de satélites en torno a otros planetas olas fases de Venus, que solo se explican si Venus gira entorno al Sol y no en torno a la Tierra, hacen saltar porlos aires el sistema de Ptolomeo. Por ello, como un últi-mo recurso para salvar el geocentrismo, adoptan el sis-tema que había propuesto Tycho Brahe, según el cuallos planetas giran alrededor del Sol que, a su vez, giraalrededor de la Tierra, situada en el centro del Universo.En este sentido la obra de Scheiner se inscribía clara-mente en el esquema tychonico.

Al menos, en su disputa con Scheiner, Galileo lleva-ba la razón. Sin embargo, en su deseo de atacar el sis-tema tychonico, Galileo entra en una nueva polémica enla que no tiene reparos en ponerse de lado de la meteo-rología aristotélica. En el verano de 1618 aparecen trescometas en el cielo. Orazio Grassi, director del ColegioRomano, publica en 1619 un corto trabajo en el quepresenta a los cometas como auténticos cuerpos celestessituados más allá del orbe lunar. Galileo, que no ha po-dido observar los cometas por encontrarse enfermo, ani-ma a su discípulo Mario Guiducci a publicar una res-puesta en contra de Grassi, donde sostiene que loscometas no son realmente cuerpos celestes sino reflejosde emanaciones gaseosas que surgen de la Tierra. Grassicontraataca en junio de 1619 aunque con el pseudónimode Lotario Sarsi, y no duda en atacar al propio Galileocomo inspirador de las ideas de Guiducci. Es entoncescuando Galileo entra en acción con toda su artillería.Que tras Lotario Sarsi se oculta Orazio Grassi es un se-creto a voces, pero Galileo finge ignorarlo para que suataque resulte más demoledor. Continuamente expresa suextrañeza por el hecho de que un discípulo de una per-sona tan brillante como Grassi pueda decir tales dispa-

rates. Durante 400páginas Galileo di-secciona la obra deSarsi (Grassi) en susmás mínimos deta-lles. En definitiva,más que una obracientíficamente va-liosa, es una obramaestra de la litera-tura polémica. Ellibro contiene tam-bién agudas obser-vaciones metodoló-

gicas y, en particular, la celebre frase de Galileo de que«el libro de la Naturaleza está escrito en lenguaje mate-mático, y sus caracteres son triángulos, círculos y otrasfiguras geométricas». Asimismo contiene su teoría de lascualidades primarias y secundarias.

El Ensayador, que así se llama el libro haciendo re-ferencia al nombre de una balanza de precisión, tuvouna gran difusión. Incluso el Papa Urbano VIII, entoncesamigo de Galileo y poco amigo de los jesuitas, disfrutabacon su lectura. Pero la polémica no era simplemente unapolémica entre Galileo y Grassi. El libro estaba publicadopor la Academia de los Linces. Era un elemento más enuna lucha más general entre la Academia y los jesuitas,en particular el Colegio Romano, que defendían sistemasenfrentados respecto al papel de la religión y la teologíaen la formación integral que debían recibir las personas.

Entre el sistema ptolemaico y el copernicano hayuna diferencia esencial: en el primero, el Sol y los pla-netas giran en torno a la Tierra, que se encuentra inmó-vil en el centro del universo; en el segundo, la Tierra ylos demás planetas giran alrededor del Sol. La diferenciaentre el sistema copernicano y el tychonico es más sutil:simplemente es un cambio de sistema de referencia. La

única forma de verificar mediante observaciones astro-nómicas el movimiento orbital de la Tierra sería medir laparalaje de alguna estrella «fija», lo que era impensableen la época de Galileo. Sin embargo, Galileo había afir-mado en su breve correspondencia con Kepler en 1597que tenía pruebas del movimiento de la Tierra. Quizáera una fanfarronada, pero si no lo era, ¿qué pruebapodía ser si hasta entonces solo se había ocupado en «fí-sica», es decir, en el estudio de los fenómenos en laTierra? Stillman Drake conjetura con buenas razonesque la prueba de Galileo se basaba en las mareas. Galileopensaba, equivocadamente desde luego, que las mareaseran una consecuencia de la combinación de los movi-mientos de traslación y rotación de la Tierra: el flujo yreflujo del agua era similar a los vaivenes del agua enuna palangana que se mueve con velocidad variable.Por ello, tanto el sistema tychonico como el ptolemaico,con una Tierra en reposo, eran incompatibles con laexistencia de mareas. Aunque Galileo no había publica-do su teoría, la había comentado con muchas personas yera de sobra conocida. La primera intención de Galileocuando se puso a escribir lo que sería su Diálogo sobrelos dos Sistemas Máximos era llamarlo Tratado de lasMareas, a lo que la censura eclesiástica se opuso decidi-damente antes de conocer siquiera el contenido detalla-do del libro. Galileo acató la prohibición y cambió el tí-tulo, pero las mareas siguieron ocupando un lugarfundamental en su libro: constituyen el tema de la cuar-ta y última jornada. Por ello, era difícil de aceptar la su-puesta imparcialidad del libro.

A la larga, el enfrentamiento con los jesuitas fuefatal para Galileo. En 1982 Pietro Redondi encontró undocumento inédito que contenía una denuncia anónimacontra Galileo. El motivo de la denuncia era precisa-mente las ideas sobre las cualidades primarias y secun-darias expresadas en El Ensayador, que supuestamenteserían contrarias al dogma de la transustanciación apro-bado cincuenta años antes en el Concilio de Trento. Re-dondi atribuía la denuncia al propio Grassi, y sobre estedocumento elaboró una controvertida hipótesis segúnla cual el proceso final al que se vio sometido Galileo pordefender la teoría copernicana fue en realidad un malmenor que trataba de desviar la atención frente a unaacusación más grave desde el punto de vista teológico.Hoy día nadie acepta esta hipótesis, y mucho menos queGrassi fuera el autor real de la denuncia, pero lo cierto esque la denuncia anónima existió. Años más tarde, en

1999, el sacerdote español Mariano Artigas, ya con elbeneficio de una mayor permisividad en la consulta delos archivos vaticanos, encontró un nuevo documentoque contenía una denuncia similar. Existen buenas ra-zones para pensar que este documento fue redactadopoco antes del proceso de 1632 y que su autor era Mel-chior Inchofer, un jesuita (¡como no!) al que el SantoOficio había pedido un informe sobre las ideas de Gali-leo. Así que la animadversión de los jesuitas se mante-nía intacta.

El propio Galileo estaba convencido de que los je-suitas tenían mucho que ver en sus cuitas. En una cartaa Elio Dodati en julio de 1634, un año después de sucondena, decía: «De éste y otros accidentes cuyo relatosería demasiado largo se desprende que la rabia de mismuy poderosos perseguidores va aumentando continua-mente. Finalmente han querido manifestarse por sí mis-mos, dado que, hallándose un buen amigo mío haceunos meses en Roma, hablando con el padre ChristoforoGrembergo, jesuita, matemático de este Colegio, dijo eljesuita a mi amigo estas palabras: «Si Galileo hubiera sa-bido conservar el afecto de los padres de este Colegio, vi-viría gloriosamente en el mundo y no hubiera habidonada de sus desgracias, y hubiera podido escribir a su ar-bitrio de cualquier materia, incluso de los movimientosde la Tierra, etc.»; así que V. S. ve que no es tal o cualopinión lo que me ha hecho y me hace la guerra, sinoestar en desgracia entre los jesuitas». La misma opi-nión compartían Descartes, Mersenne y muchos otros.(En descargo de los jesuitas, digamos que el P. ZaragozaS. J. publicó en España en 1675 el primer tratado de as-tronomía en el que no se hacía ascos a la cosmología co-pernicana).

Tras su condena, en su reclusión en Arcetri, Galileovolvió a sus investigaciones sobre el movimiento, casiabandonadas desde sus tiempos en Padua, que le lleva-rían a su obra maestra Conversaciones y DemostracionesMatemáticas sobre Dos Nuevas Ciencias, que se publicaen Holanda en 1638. No obstante, no abandonó sus ob-servaciones astronómicas, y todavía en 1637 seguía di-rigiendo su telescopio a la Luna. La Luna, que habíasido el primer objeto de sus observaciones astronómicas,iba a ser también lo último que vería. Poco despuésquedó definitivamente ciego.

J. Javier García SanzDpto. de Física Fundamental



EFEMÉRIDES

1809, CHARLES ROBERT DARWIN

Es muy probable que nadie haya influido tanto en elmodo de entender la historia de la vida en el planeta Tie-rra como CHARLES ROBERT DARWIN (Fig. 1). El año2009 ha conmemorado el bicentenario de su nacimientoy los 150 años de la publicación de El origen de las Es-pecies (1859), su obra más emblemática. Darwin, comoningún otro científico hasta el momento, ha removidolos cimientos más profundos del pensamiento imperantedurante milenios.

El gran impactoque provocaron susaportaciones en dis-ciplinas como la zoo-logía, la paleontolo-gía, la botánica, laantropología e inclu-so en aquellas conun menor grado deparentesco con lahistoria natural comoson la filosofía, lapsicología, la litera-tura, continúan en laactualidad en boga.De hecho sus obras

han llegado a un amplio y variado número de lectores.Charles Robert Darwin nació el 12 de febrero de

1809, en la pequeña ciudad de Shrewsbury, en Inglaterra(Fig. 2). Quinto hijo de un exitoso físico y financiero, Ro-bert Waring Darwin, y nieto de un famoso poeta y a lapostre influyente en su obra, Erasmus Darwin, perdió asu madre, Susannah Wedgwood, a la temprana edad deocho años.

Tras finalizar sus estudios en Shrewsbury, en 1825abandonó su pequeña ciudad natal, y se traslado a Edim-burgo. Allí cursó estudios en la Facultad de Medicina,pero rápidamente esta disciplina dejó de interesarle. Dar-win no fue un estudiante modelo, pero sí que se convir-tió en un apasionado de la historia natural. De hecho,

bajo la tutela de Robert Grant, profesor de Anatomía yZoología de la Universidad de Londres, comenzó a estu-diar invertebrados marinos durante su estancia en Edim-burgo. Debido al escaso interés que la medicina le susci-taba a Darwin, su padre le propuso ordenarse clérigocomo una alternativa respetable. La aceptación no fueinmediata, pero tras un período de meditación, refle-xión y lecturas sobre cuestiones teológicas, Darwin acep-tó la propuesta paterna. Como Darwin comentaría, «laventaja de ser un clérigo local es poder disfrutar de tiem-po libre para poder avanzar en los conocimientos acercade la historia natural».

Cabe destacar que los invertebrados marinos fueron elnúcleo central del interés de Darwin por la historia naturaldesde sus días como estudiante en Edimburgo, tal y comoatestiguan la enorme cantidad de notas, comentarios y da-tos obtenidos durante su travesía a bordo del H.M.S. Bea-gle en referencia a estos organismos. Esto se hace eviden-te puesto que, al contrario de lo que hizo con losejemplares recolectados de otros grupos tanto animalescomo vegetales en su viaje por América del Sur, las IslasGalápagos y varias islas del Pacífico, los invertebradosmarinos que recolectó fueron clasificados y estudiadospor el propio Darwin. Como resultado de sus estudios,entre 1851 y 1853 publicó los cuatro tomos, con más demil páginas, de su tratado sobre los percebes o cirrípedos,titulado A monograph of the Cirripedia (Fig. 3).

Las aportaciones de numerosos científicos tales comoel astrónomo Sir John Herschel, Alexander von Hum-

Figura 1. Fotografía de Charles R.Darwin (1874) a la edad de 65 años.

Figura 2. Charles Darwin nació en esta casa, The Mount, enShrewsbury, Shropshire, Inglaterra, el 12 de febrero de 1809.

��


boldt y, de maneradestacada, el geólo-go Charles Lyell,marcaron el devenirde e influyeron pro-fundamente en lasobras de Darwin.Una de las obras quemás influyó en Dar-win fue el libro deLyell, Principles ofGeology (1830-1833,Principios de Geolo-gía), algunas de cu-yas aportacionespudo presenciar du-rante su viaje a bor-do del H.M.S Beagle(Fig. 4). En sus cinco

años (1831-1836) a bordo del Beagle, además de realizarnumerosas e importantes investigaciones y posterioresaportaciones en el campo de la geología, Darwin reco-lectó gran número de organismos tanto actuales comofósiles.

Cómo comentaría posteriormente el propio Darwinen la introducción a El origen de las especies:

«Estando a bordo del Beagle, buque de guerrainglés, en calidad de naturalista me impresionaronmucho ciertos hechos en la distribución de los seresorgánicos que habitan América del Sur, y en las re-laciones geológicas de los actuales habitantes deaquel continente con lo ya pasados. Estos hechos,como se verá en los últimos capítulos de este volu-men, parecían arrojar alguna luz sobre el origen delas especies, misterio de los misterios, como ha sidollamando por uno de nuestros más grandes filósofos».

Pasados varios años de su determinante viaje a bordodel Beagle, Darwin empezó a recabar los resultados de lasinvestigaciones que, sobre los organismos recolectadosdurante su viaje, diversos especialistas como RichardOwen, John Gould, Thomas Bell entre otros, realizaron apetición del propio Darwin. Los datos que aportaban em-pezaron a provocar en Darwin una serie de interrogantesacerca de cómo las distintas especies podían surgir porcausas naturales observables. Ya en esos momentos, Dar-win empezaba a aceptar que las especies cambian, o loque es lo mismo, que la vida evoluciona. Estas reflexionese ideas evolucionistas no eran novedosas para Darwin,puesto que su abuelo Erasmus Darwin, en su obra Zoo-nomía (1794-1796), y el zoólogo francés Jean-BaptisteLamarck, ya las habían apuntado con anterioridad.


Figura 4. El 27 de diciembre de 1831, Darwin se embarca en el H.M.S Beagle desde Plymouth para dar una vuelta al mundoque duraría cinco años.

Figura 3. Ejemplar del libro«A monograph of the Cirripedia»,

publicado entre 1851 y 1853.

A partir del 14 de mayo de 1856 empezó a escribir lagran obra de su vida sobre el problema del origen de lasespecies, dedicándose casi por completo a este esfuerzo.Su amigo Lyell le recomendó en varias ocasiones quediera a conocer sus teorías, pero Darwin, entregado aotros trabajos, no veía llegado el momento para terminarde redactar la extensa obra que había proyectado. El li-bro se desarrollaba lentamente, por el afán de Darwin dereunir la mayor cantidad de datos. En 1855 apareció enlos Annals and Magazine of Natural History un artículoabiertamente evolucionista titulado «Sobre la ley que haregulado la aparición de nuevas especies». Su autor eraAlfred Russell Wallace, que lo enviaba desde Borneo.Darwin leyó el artículo por sugerencia de Lyell y seasombró al comprobar la similitud de las ideas de Wa-llace con las suyas (Alfred R. Wallace era más joven queDarwin). Los tres años siguientes a la publicación del ar-tículo de Wallace preocuparon a los amigos de Darwin,que constantemente le impulsaban a terminar su libro.Desde 1856 Darwin intercambió correspondencia conWallace, comentando algunos aspectos de sus ideas, sinembargo se trataba de comentarios generales, sin refe-rirse con detalle al mecanismo evolutivo.

Entonces se produjo una coincidencia extraordinaria.Tan sólo había redactado los primeros nueve o diez ca-pítulos de lo que sería su «gran libro de las especies»,cuando Charles Darwin sufre la mayor sorpresa de suvida. El 18 de junio de 1858 recibe por correo un brevemanuscrito que contenía todos los elementos esencialesde la teoría darviniana y en el que se exponía exacta-mente, hasta con términos idénticos, la teoría de la se-lección natural. El autor del manuscrito era el naturalis-ta Alfred Russell Wallace, que se encontraba en elArchipiélago Malayo. Le pedía a Darwin que lo leyera yenviara a alguna revista científica si lo considerabaaceptable. Estando enfermo de malaria en una pequeñaisla del archipiélago de las Molucas, en Indonesia, se leocurrió súbitamente la teoría de la selección natural. Elproblema del origen de las especies le preocupaba desdehacía varios años y como había tenido correspondenciacon Darwin sobre la materia, fue lógico que enviara elartículo al propio Darwin.

Ese mismo día, Darwin trasmite su preocupación asu amigo Lyell de esta manera:

«Mi querido Lyell:Hace ahora aproximadamente un año que Vd.

me recomendó leer un ensayo de Wallace en los An-

nals que le había interesado. Cuando escribí a Wa-llace le conté esto porque sabía que se alegraría desaberlo. Hoy me ha mandado lo que le adjunto, conel ruego de pasárselo a Vd. Me parece completa-mente digno de ser leído. Lo que dijo Vd. se ha con-firmado plenamente –es decir, que se me ha adelan-tado. Vd. dijo esto cuando le expuse brevemente misopiniones sobre la «selección natural» como conse-cuencia de la lucha por la vida. Jamás he visto unacoincidencia más asombrosa; si Wallace hubiera te-nido mi borrador, que fue escrito en 1842, ¡no po-dría haber hecho mejor una edición abreviada! Has-ta sus conceptos son ahora los títulos de miscapítulos. Por favor, reenvíeme el manuscrito; Wa-llace no me ha pedido que lo publique pero natural-mente le escribiré enseguida y le voy a ofrecer man-darlo a alguna revista. Así toda mi originalidad seha reducido a nada, aunque por eso mi libro, si esque algún día tengo valor, no será peor, ya que todoel trabajo consiste en el empleo práctico de la teoría.

Espero que Vd. aplauda el borrador de Wallacepara que le pueda comunicar su opinión».

Esta fue la razón por la que Charles Darwin abando-nó la idea de terminar su monumental obra de las espe-cies, y en su lugar se retiró durante un año a la isla deWight para escribir lo que él consideraba un «resumen».Por su parte, Alfred Wallace cedió a Darwin la mayorparte del crédito por sus ideas, argumentando que lascontribuciones de ambos se comparan con una semanade trabajo suya y con veinte años de trabajo de Darwin.Por otra parte, se confesó incapaz de haber podido reali-zar la enorme labor efectuada por Darwin: «Carezco delamor al trabajo, al experimento y al detalle que caracte-rizaba a Darwin y sin el que nada de lo que yo hubierapodido escribir habría convencido nunca al mundo».Prueba de ello es que Wallace siempre se refirió a la teo-ría como «de Darwin» y tituló «Darvinismo» a uno de suslibros y a un ciclo de conferencias que realizó en EstadosUnidos.

Lo que realmente ha hecho destacar a Darwin sobreotros naturalistas, es el definir el mecanismo por elcual tiene lugar la evolución de los seres vivos. Estasaportaciones fueron plasmadas precisamente en su «re-sumen», que se convertiría en uno de los libros más im-portantes jamás escrito: El origen de las especies, pues-to a la venta el 24 de Noviembre de 1859 y agotándosela primera edición (1.250 ejemplares) ese mismo día


(Fig. 5). En este manuscrito Darwin proclamaba porprimera vez, mediante mecanismos puramente naturalesuna teoría acerca de cómo podía producirse la evolu-ción de los organismos vivos. Estos mecanismos o «le-yes» naturales, se expresaron ya en un epígrafe de Elorigen de las especies:

“Pero, por lo que se refiere al mundo material,podemos, por lo menos, llegar a esto: podemos co-nocer que los hechos se producen, no por interven-ciones aisladas del poder divino ejercidas en cadacaso particular, sino mediante la institución de leyesgenerales.» (Whewell, Bridgewater Treatisse.)

El 19 de abril de 1882 fallece Darwin a la edad de 73años. Probablemente, la aportación más importante quesus escritos han logrado trasmitir a la comunidad cientí-fica internacional, en una primera instancia y, poste-riormente, a la totalidad de la sociedad, es la afirmaciónde la evolución como una realidad. Su obra El origen delas especies alcanzó tal éxito que a él se debe el estable-cimiento definitivo de la teoría de la evolución. La obrade Charles Darwin supera ampliamente, tanto en exten-sión como en calidad, a todas las publicaciones anterio-res sobre evolución y por ello es considerado como elfundador de la moderna teoría de la evolución. De he-cho, hoy en día no es descabellada la sinonimia que seproduce entre el nombre de Darwin y el término evolu-ción (DARWIN = EVOLUCIÓN).

Fernando Escaso SantosGrupo de Biología

Dpto. de Física Matemática y de Fluidos


Figura 5. Página del manuscrito «El origen de las especies»por medio de la selección natural, publicado en 1859

por Charles Robert Darwin.


EFEMÉRIDES

1989, HACE VEINTE AÑOS QUE SEIMPLANTÓ EL PRIMER VENTRÍCULOARTIFICIAL TOTALMENTE ESPAÑOLPOR UN EQUIPO MULTIDISCIPLINAREN EL HOSPITAL DE LA PRINCESADE MADRID

En recuerdo a nuestro amigo, el Dr. Diego Caleya,fallecido pocos años después

El día 1 de julio de 1989 se implantó el primer ven-trículo artificial neumático desarrollado y construido to-talmente en España por la Unidad de Medicina y CirugíaExperimental del Hospital Gregorio Marañón de Madrid,el servicio de Cirugía Cardiaca del Hospital de la Prince-sa de Madrid y el departamento de Física Fundamentalde la Universidad Nacional de Educación a Distancia.Tras dieciocho días de esfuerzo ininterrumpido por partede cirujanos, intensivistas y técnicos implicados en dichoimplante, en la madrugada del 19 de julio se llevó acabo el transplante cardiaco al paciente CRA en el Hos-pital General Gregorio Marañón de Madrid, tras un tras-lado de un hospital a otro debido a la falta de programade transplantes de corazón del Hospital de la Princesa. Elpaciente fue dado de alta dos meses más tarde con elprotocolo de seguimiento habitual para los pacientescon trasplante cardiaco. El día 1 de julio de 1989 seabrió una puerta a la esperanza para muchos enfermoscardiacos que se encontraban en espera de un donantede corazón.

Hagamos un poco de historia sobre los dispositivosde asistencia mecánica circulatoria en el mundo y suevolución hasta julio de 1989.

El corazón es un órgano vital, sin embargo, su fun-cionamiento, posiblemente, es el más simple de todos losórganos internos. El primer intento de sustitución de

debe a Le Gallois1. En 1812 planteó la sustitución del co-razón por un sistema de bombeo que, de forma continua,proporcionase sangre arterial o un medio líquido alter-nativo adecuado para mantener viable de forma indefi-nida una parte aislada del organismo. Más tarde, en1880 Henry Martin llevó a cabo las primeras perfusionesde corazón-pulmón, y cuarenta años más, en 1920, sur-ge el concepto de máquina corazón-pulmón. El paso delconcepto de máquina pulmón-corazón a la idea de unsistema que reemplace totalmente el corazón es pequeño,aunque su realización necesitó de casi cincuenta años deespera.

La esperanza de vida comienza a aumentar a prime-ros de siglo así como la mortalidad por enfermedades

Modelo definitivo de ventrículo artificial que se utilizó durante elensayo clínico del sistema BCM.

1 Le Gallois J. Experiences sur le principe de la vie. 1812 (Paris).

��


cardiacas, lo que originó la idea de diseñar algún dispo-sitivo mecánico que pudiera sustituir la función de bom-ba del corazón, bien parcial o totalmente (ventrículo ocorazón artificial), para mantener el funcionalismo de to-dos los órganos del ser humano. Así, Vladimir Demikhovfue el primero que construyó un corazón mecánico arti-ficial, en 1937. Extrajo el corazón de un perro y lo re-emplazó por un dispositivo mecánico2. Ya en 1955 Bay-liss diseñó un corazón artificial total introduciendo losconceptos de bomba tipo saco y de la utilización de airecomprimido como fuente de energía para mover esabomba. Un par de años más tarde, J. Kolff (inventor delriñón artificial) y Akutsu diseñaron un corazón artificialde PVC que también funcionaba con aire comprimido,permitiéndoles mantener con vida a un perro durantenoventa minutos3.

Habrían de pasar todavía seis años hasta que Do-mingo Liotta implantara el primer corazón artificial par-cial en humano4. El paciente falleció a los cuatro díastras múltiples accidentes cerebrovasculares. En agostode 1966, el Dr. DeBakey implanta un ventrículo artificialfabricado en plástico y Dacron, como asistencia mecáni-ca circulatoria, en una paciente de treinta y siete añosque no podía ser desconectada de un sistema de circula-ción extracorpórea durante una doble sustitución valvu-lar (aórtica y mitral)5. Era un sistema paracorpóreo de fá-cil sustitución. El dispositivo fue retirado diez díasdespués del implante con éxito. Se había utilizado undispositivo de asistencia mecánica circulatoria comopuente a la recuperación de un corazón que no salía debomba (de circulación extracorpórea).

En 1967 se realiza el primer transplante cardiaco enhumano. El Dr. Barnard pone de manifiesto con esta in-tervención que existe la posibilidad de sustituir un cora-zón dañado de un paciente por un corazón sano de unfallecido mediante una manipulación cuidadosa del co-razón donante tras el fallecimiento del mismo6. Acaba de

nacer un matrimonio de conveniencia muy fructífero. Secomienza a tener la tecnología para llevar a cabo trans-plantes de corazón y se dispone dispositivos denomina-dos ventrículos artificiales que permiten mantener convida a un paciente con insuficiencia cardiaca hasta quepueda ser transplantado, en unos casos, recuperado enotros.

Como último hito en este campo, en 1969 el Dr.Cooley lleva a cabo una intervención donde implanta uncorazón artificial total en un humano tras ensayos delcorazón en siete terneros7. Fue utilizado como puentepara el transplante que se realizó tres días más tarde,muriendo el paciente de sepsis a las 32 horas del trans-plante.

Habiendo sido capaces de mantener con vida a unpaciente durante varios días para llevarle al transplantecon el uso de un corazón/ventrículo artificial, ¿por quéno durante meses? Haría falta un salto cualitativo du-rante la siguiente década para que eso fuese posible.Hacía falta que electrónica e informática, unidas, crearanlos primeros ordenadores «personales» para que losdesarrollos fuesen capaces de resolver los múltiples pro-blemas de estos dispositivos. Debíamos llegar a la pu-bertad de la era digital, y con ella llegaríamos a losmodelos más conocidos de corazón/ventrículo artificialcomo fue el Jarvik-7.8

Hablemos de España. ¿Qué se hacía por aquellostiempos en España? Se utilizaba, difícilmente, el Jarvik-7 como puente al transplante, sólo muy ocasionalmentey en un número reducidísimo de Hospitales. Los resulta-dos eran pobres en cuanto a la supervivencia de los pa-cientes implantados. Tecnológicamente, España no pro-ducía ni desarrollaba ningún dispositivo. Los que habíaen el mercado eran escasos y muy caros y no estaban adisposición de los cirujanos cardiacos del momento, sal-vo muy escasas excepciones. Además, el manejo de pa-cientes y dispositivos era muy complejo, y los cirujanos eintensivistas de entonces debían pasar largas temporadasen hospitales de referencia de Estados Unidos para ad-


2 Shumacker HB Jr. A surgeon to remember: notes about VladimirDemikhov. Ann. Thorac. Surg., 58, 1196-8 (1994).3 Akutsu TKW. Permanent substitutes for valves and heart. Trans. Am.Soc. Artif. Intern. Organs, 4, 230-4 (1958).4 Liotta D, Hall CW, Henly WS, Cooley DA, Crawford ES, DebakeyME. Prolonged assisted circulation during and after cardiac or aorticsurgery. Prolonged partial left ventricular bypass by means of intra-corporeal circulation. Am. J. Cardiol., 12, 399-405 (1963).5 DeBakey ME. Left ventricular bypass pump for cardiac assistance.Clinical experience. Am. J. Cardiol., 27(1), 3-11 (1971).6 Barnard CN. The operation. A human cardiac transplant: an interimreport of a successful operation performed at Groote Schuur Hospital,Cape Town. S. Afr. Med. J., 41(48), 1271-4 (1967).

7 Cooley DA, Liotta D, Hallman GL, Bloodwell RD, Leachman RD,Milam JD. Orthotopic cardiac prosthesis for two-staged cardiacreplacement. Am. J. Cardiol., 24(5), 723-30 (1969), y Cooley DA. Thefirst implantation of an artificial heart: reflections and observations.Transplant. Proc., 5(2), 1135-7 (1973).8 Copeland JG, Levinson MM, Smith R, et al. The total artificial heartas a bridge to transplantation. A report of two cases. JAMA, 256(21),2991–5 (1986); y DeVries WC, Anderson JL, Joyce LD, et al. Clinicaluse of the total artificial heart. N. Engl. J. Med., 310(5), 273-8 (1984).

quirir las técnicas y destrezas para su uso. Por otra parte,los pacientes eran de muy difícil manejo ya que teníanmuy alterado el sistema de coagulación, lo que hacíaque padeciesen bien hemorragias bien procesos derivadosde la formación de coágulos que conllevaban la mayoríade las veces a problemas cerebrovasculares, cuando noentraban en shock séptico y fallecían por fallo multior-gánico.

En 1985, tras un viaje a Canadá, el Dr. Duarte, en-tonces jefe de servicio de cirugía cardiaca del HospitalGregorio Marañón, plantea, a la unidad de medicina ycirugía experimental del mismo hospital, la posibilidadde desarrollar una consola de mando para controlar unventrículo artificial neumático que ha traído de Canadáen su maleta. Es un ventrículo sacular con dos cánulasde conexión para ser insertadas, normalmente, en laaorta y en la aurícula derecha del paciente al que se leva a someter al implante. Puesto en contacto con el Dr.del Cañizo, le comenta que es posible hacer dos cosas.Una es construir una consola de mando para el ventrí-culo y otra tratar, además, de hacer una copia del ven-trículo para hacer ensayos con animales. El Dr. Duartecuenta con la colaboración del Dr. Caleya y del Dr. Val-divielso (de su mismo hospital) y el Dr. del Cañizo, con lade la Dra. Desco que colaborará con el proyecto hasta su

finalización. El jefe de la unidad de medicina y cirugíaexperimental pide ayuda para el diseño hidrodinámicodel ventrículo a dos profesores de la UNED, los profeso-res Antoranz y Rubio, entonces los dos del departamen-to de Física Fundamental. A este proyecto se fueron in-corporando otros investigadores como la Dra. Cano,veterinaria, o Francisco Rodríguez, biólogo informáticode amplio espectro.

Se desarrollaron varios tipos de consolas y de ven-trículos en colaboración con una incipiente empresa ma-drileña dedicada a la venta de válvulas cardiacas (entreotros productos) llamada BIOMED, S.A., quien recibeuna subvención del CDTI para que se pueda introducir elproducto desarrollado en los canales normales de distri-bución de la sanidad española. Se realizaron ochentaimplantes agudos/crónicos en ovejas hasta adquirir des-treza, conocimiento y experiencia suficiente en el mane-jo de consolas, ventrículos y «pacientes» como para soli-citar el comienzo a la fase de ensayo clínico.

El día 30 de junio de 1989, el Dr. Duarte, entoncesjefe de servicio de cirugía cardiaca en el Hospital de laPrincesa, comunica al equipo del ventrículo BCM (asíse llama el dispositivo de forma abreviada Biomed Co-munidad de Madrid) que existe un paciente con unacardiomiopatía dilatada que necesita un transplante car-


diaco y que no puede esperar por más tiempo la llegadadel corazón de un donante sin una asistencia cardiaca asu ventrículo izquierdo. Se discutieron las posibilidadesque tenía el paciente, la idoneidad del mismo y se deci-dió poner en marcha el dispositivo para llevar a cabo elimplante. Se llevaron a esterilización dos ventrículos yvarios juegos de cánulas. A las 08:00 de la mañana, elpaciente llegó a quirófano, comenzando a las 09:00 laintervención que duraría hasta las 13:00 del mismo día.Momento en el que se procedió al traslado en otra plan-ta (con los consiguientes problemas) del paciente para seratendido en la UVI del hospital.

La mañana del día dieciocho de julio se recibe unallamada en el hospital de la Princesa indicando al equipomédico la posible existencia de un donante en Madridpara el paciente. Tras los correspondientes trámites, sedecide trasladar al paciente del hospital de la Princesa alGregorio Marañón para el transplante ya que La Prince-sa carece de permiso para realizar transplantes de cora-zón. El transplante se realiza con éxito por el equipo delDr. Arcas, finalizando el mismo a las 05:00 del día 19 dejulio, tras dieciocho días de angustia y sobresaltos, cul-mina un trabajo comenzado cuatro años atrás por losDrs. Duarte y del Cañizo. El ensayo clínico multicéntricocontinuó con un éxito del 80%, muy superior a los ob-tenidos por otros ventrículos artificiales9.

España es un país afortunado, el número real dedonantes por cada millón de habitantes es el mayorde todo el mundo, por lo que la necesidad de recurrir adispositivos como corazones artificiales o ventrículos

artificiales en menor que en los países de nuestro en-torno. Además, el uso de estos dispositivos conllevanuna gran cantidad de problemas como las hemorra-gias, los tromboembolismos, las infecciones que haceque muchas veces no se pueda transplantar al pacientedebido a las posibles complicaciones que pueden surgirdado el estado del mismo. Otro inconveniente es elprecio, todavía muy elevado y más ahora en tiempos decrisis.

En 2008 apareció un artículo titulado «Dispositivosde asistencia mecánica circulatoria: Es hora de focalizarnuestra atención en las complicaciones en lugar de cons-truir nuevas bombas»10. Desde 1995 hasta la actualidad,se han reducido los casos de hemorragia, de fallo renalen pacientes sometidos a asistencia, sin embargo, hanaumentado las infecciones, los fallos respiratorios, enor-memente los problemas neurológicos y ligeramente losfallos mecánicos/informáticos de los dispositivos. Ya en1994, se comentaba que las complicaciones eran, sobretodo, debidas a problemas con el paciente y no con losdispositivos11. Han pasado 20 años desde ese primer im-plante español pero sigue vigente la pauta que conducíaal equipo BCM: hay que implantar el ventrículo en elmomento y en el paciente adecuado, respetando los lí-mites de la naturaleza humana12.

J. Carlos Antoranz y M. Mar DescoDpto. de Física Matemática y de Fluidos

y Miembros del Biomed Comunidad de Madrid(BCM) Team.


9 J.F. del Cañizo, M.M. Desco, M.A. Rubio, J.C. Antoranz, M. Cano, D.F.Caleya, M.A. Valdivielso, P.García-Barreno y J. Duarte, Preliminaryresults with the B.C.M. ventricular assist device (VAD) in human,The International Journal of Artificial Organs, 13, 566 (1990) y J.C.Antoranz, M.A. Rubio, J. Duarte, D. Fernández-Caleya, M.M. Desco, M.Cano, P.G. Barreno, J.M. Álvarez-Valdivielso y J.F. del Cañizo, Im-provement of the hydrodynamic response of a ventricular assist device(VAD): a false auricle solution. Artificial Organs, 16, 301-305 (1992) yJ.F. del Cañizo, M.M. Desco, J.M. Álvarez-Valdivielso, D. Fernández-Caleya, J.C. Antoranz, M.A. Rubio, and J. Duarte, Clinical experiencewith the BCM assist device, The International Journal of Artificial Or-gans, 15, 530 (1992).

10 Guest editorial, Mechanical Circulatory Support Devices: Is It Timeto Focus on the Complications, Instead of Building Another NewPump?, Artifical Organs, 32, 1-4 (2008).11 1994 Report, Combined Registry for the Clinical Use of MechanicalVentricular Assist Pumps and the Total Artificial Heart.12 E. Flecher, T. Joudinaud, T. et J.-M. Grinda, Histoire de l’assistancecirculatoire mécanique et du coeur artificiel. Mechanical cardiac as-sistance and artificial heart: historical perspectives, Annales de Chi-rurgie, 131, 473-8 (2006).


EFEMÉRIDES

2009, ADIOS AL AÑO INTERNACIONALDE LA ASTRONOMÍA

En 2009 celebramos el Año Internacional de la As-tronomía (AIA-IYA2009). Conmemoramos el 400 ani-versario de un evento que revolucionó la ciencia: la pri-mera observación del cosmos a través de un telescopiopor el gran astrónomo italiano Galileo Galilei. Fue unhecho que supuso un antes y un después en nuestracompresión del Universo y marcó el comienzo de la his-toria de la astronomía basada en el telescopio. 148 paísesse han unido a esta celebración. En España, el resultadoha sido más de 3000 actividades enmarcadas en el AIA-IYA2009 impulsadas por más de 1000 entidades dife-rentes.

Decimos adiós a un año en el que miles de personas,hombres y mujeres de 148 países, hemos trabajado conun objetivo común: invitar a gente de todas las edades,origen y creencias a viajar por el Cosmos en una aven-tura fantástica e inolvidable.

LA HOJA DE RUTA DEL AIA-IYA2009

La declaración del 2009 como Año Internacional dela Astronomía fue una iniciativa que partió de Italia,país natal de Galileo. En su Asamblea General de 2003,celebrada en Sydney (Australia), la Unión AstronómicaInternacional (UAI) aprobó por unanimidad el promoveresta iniciativa a todos los niveles. En 2005 se conse-guía el respaldo de UNESCO, que recomendó a la Asam-blea General de las Naciones Unidas el hacer efectiva di-cha declaración. El 20 de diciembre de 2007 dichaAsamblea proclamaba 2009 Año Internacional de la As-tronomía.

Mientras tanto, la UAI y los países implicados enesta iniciativa no esperábamos sentados. En el caso deEspaña, la UAI contactó con la Comisión Nacional deAstronomía (CNA) a finales de 2006, presentando la ini-ciativa y encargándole la misión de impulsar el AIA-IYA2009 en nuestro país. A principios de 2007 la CNAformó un comité de coordinación en el que están repre-

sentados la CNA, el MICINN, el CSIC, la SEA y la FECYTy nombró una persona responsable de la coordinaciónglobal, perteneciente también a dicho comité.

En 2007 se formó además un equipo de trabajoque llegaría a estar integrado por 17 personas de mu-seos, planetarios, centros de investigación, centros es-colares, universidades y agrupaciones amateur de todaEspaña, responsables de coordinar con el apoyo delcomité las actividades impulsadas por diferentes agen-tes (centros de investigación, agrupaciones amateur,etc) y la mayoría de los grandes proyectos de ámbitonacional o internacional en los que ha participadonuestro país. Son personas que en su mayoría (salvodos específicamente contratadas para el AIA-IYA2009),al igual que los miembros del comité de coordinación,asumieron estas responsabilidades sin cobrar extra porello.

En 2007 nacía también la Red Española para el AIA-IYA2009 en la que están representadas 141 entidades yque cuenta además con el respaldo de 48 agrupacionescolaboradoras. Una gran red de divulgación de la Astro-nomía que ha hecho fluir a todos los niveles, hacia todoslos rincones, la información relevante sobre el Año In-ternacional de la Astronomía.

En España, por tanto, el AIA-IYA2009 ha sido frutode la colaboración de todas las instituciones relacionadascon la Astronomía, incluyendo el MICINN, el CSIC, laSEA (Sociedad Española de Astronomía) y la FECYT, ycon la coordinación general de la Comisión Nacional deAstronomía.

Terminábamos el 2008 con una buena noticia: el 16de diciembre, todos los grupos políticos representados enel Congreso de los Diputados aprobaron por unanimidaduna Proposición No de Ley sobre el Año Internacional dela Astronomía 2009 en España en la que se animabaorganizaciones científicas, centros escolares y mediosde comunicación a celebrar esta conmemoración mun-dial. Además, se instaba al gobierno a apoyar a las or-ganizaciones implicadas en el AIA-IYA2009, así como areforzar su apoyo al desarrollo de la Astronomía ennuestro país (investigación, desarrollo tecnológico, di-vulgación, enseñanza).

Y llegó el 2009: la gran fiesta astronómica mundial.

��


LOS OBJETIVOS

Los principales objetivos que ha perseguido el AIA-IYA2009 son los siguientes:

— Aumentar el conocimiento científico de la socie-dad mediante la comunicación de resultados de lainvestigación astronómica y campos afines, latransmisión de información sobre el método deinvestigación y sobre el pensamiento crítico queha llevado a tales resultados.

— Promover el acceso generalizado al conocimientouniversal de las ciencias básicas compartiendo laemoción que producen el conocimiento científi-co, el descubrimiento astronómico y la observa-ción del cielo.

— Impulsar comunidades astronómicas en países envías de desarrollo mediante la iniciación y el es-tímulo de colaboraciones internacionales.

— Respaldar y mejorar la educación científica enlas escuelas e institutos, así como en centros deinvestigación, planetarios y museos.

— Proporcionar una imagen contemporánea de laciencia y de los científicos para reforzar los vín-culos entre la enseñanza básica y las carrerascientíficas. Se estimulará de este modo un incre-mento de las matriculaciones de estudiantes enáreas científicas y tecnológicas, así como la valo-ración del aprendizaje continuo durante toda lavida.

— Facilitar la creación de nuevas redes y reforzar lasexistentes, conectando a astrónomos profesiona-les, aficionados, educadores y profesionales de lacomunicación mediante la organización de acti-vidades locales, regionales, nacionales e interna-cionales.

— Promover la igualdad de género en los ámbitoscientíficos y estimular un mayor compromiso conlas minorías pobremente representadas en las ca-rreras científicas y tecnológicas.

— Facilitar la conservación y protección de la he-rencia natural y cultural que representan el cielooscuro y los lugares astronómicos históricos, con-cienciando sobre la importancia de su preserva-ción para el entorno natural y la herencia del serhumano.

Todas las actividades organizadas en el marco delAIA-IYA2009 han contribuido en su conjunto a lograrestos objetivos.

LOS PROYECTOS

Además de cientos de iniciativas de carácter local,regional y autonómico, en España nos hemos implicadoen 21 grandes proyectos de ámbito nacional (es decir,han tenido aplicación en al menos varias ComunidadesAutónomas) o internacional. Aquí se describen breve-mente algunos de ellos:

— 100 horas de Astronomía. Un maratón astronó-mico mundial de 4 días (2-5 abril) dedicados a ladivulgación de la Astronomía en el que partici-paron más de 130 países. En España fue todo unéxito: más de 300 actividades organizadas du-rante esos 4 días. Como actividad estrella, cabedestacar la iniciativa «La Vuelta al Mundo en 80Telescopios», un webcast de 24 horas organizadomediante conexiones con unos 80 telescopios re-partidos por los principales observatorios astro-nómicos y centros espaciales del mundo. DesdeEspaña se realizaron 11 conexiones con telesco-pios y satélites del Roque de los Muchachos, CalarAlto, ESAC, etc.

— Descubre el Cielo Oscuro, que ha tenido comoobjetivos proteger el cielo oscuro y luchar contrala contaminación lumínica. Destacan el proyectoIACO (Iniciativa de Acción contra la Contamina-ción Lumínica) y el I Curso de Fotometría Aplica-da a la Medición de Contaminación Lumínica,


Figura 1. SAR el Príncipe Felipe, presidente del comité de honor delAIA-IYA2009, inauguró el Año Internacional de la Astronomía en

un acto celebrado el 27 de enero de 2009 en la sede central del CSICen Madrid. En la imagen, el presidente de la CNA y presidente delCSIC, D. Rafael Rodrigo Montero, muestra a SAR y a D.ª CatherineCesarky, entonces presidenta de la UAI, la exposición «El Universopara que lo Descubras», uno de los principales proyectos que ha

impulsado España con motivo del AIA-IYA2009.


que se celebró del 16 al 18 de octubre en el Ob-servatorio Astronómico de Calar Alto y en el queparticiparon astrónomos amateur de toda España.

— Astronomía made in Spain (Fig. 2). Un libro querecorre los trabajos de investigación más punterosde la Astronomía española de los últimos 30años, en formato de entrevistas breves realizadasa sus protagonistas. Algunos de estos investi-gadores participaron además en charlas y mesasredondas relacionadas organizadas en diferenteslocalidades. El programa de actividades conti-nuará en 2010.

— Ella es una Astrónoma, cuyo objetivo es promo-ver la igualdad de género en la Astronomía enparticular y la Ciencia en general. Se ha produci-do una serie de 8 programas de TV titulada «Mu-jeres en las Estrellas» dedicados a la contribuciónde la mujer al desarrollo de la Astronomía en Es-paña (que ha sido posible gracias a una magníficacolaboración con la UNED), así como la exposi-ción «Con A de Astrónomas» que hace un recorri-do por el papel de la mujer en esta rama de laciencia en diferentes épocas y lugares. La exposi-ción continuará mostrándose en diferentes locali-zaciones durante 2010 y 2011. Como curiosidad,el material expuesto incluye maquetas de instru-mentos científicos y otros objetos utilizados en«Ágora», la película más reciente de AlejandroAmenábar.

— El Universo para que lo Descubras, una exposi-ción de imágenes astronómicas de gran belleza,con breves explicaciones científicas y textos de la

literatura universal. Se ha mostrado en más de100 localidades de 5 países diferentes (España,México, Argentina, República Eslovaca, RepúblicaCheca) y se estima que varios millones de perso-nas han podido verla.

— La medida del Radio de la Tierra (Fig. 3). El 26 demarzo de 2009, profesores y alumnos de más de600 centros escolares repartidos por todo el terri-torio nacional repitieron la experiencia que el sabiogriego Eratóstenes realizó hace más de 2000 años.Todas las medidas combinadas dieron un único va-lor del radio de la Tierra con un error de un 5%.

— Astro para Todos. Un proyecto que ha tenidocomo objetivo la irrupción de la Astronomía en lavida cotidiana, mediante bellas imágenes de con-tenido astronómico presentadas en objetos comobilletes de sorteos, bonos de transporte, sellos,fondos para móvil, salvapantallas, etc. Como sutítulo indica, Astro para todos.

— Evolución y Jors, Jars, Jurs y los Galigalitos(Fig. 4), dos grandes producciones de planetarioimpulsadas por los principales museos de cienciay planetarios de España, que han recorrido la ma-yoría de las cúpulas de nuestro país y seguirán encartelera durante el 2010.

— Actividades astronómicas dirigidas a personasdiscapacitadas (Fig. 5), entre las que destacan laedición de un libro en braille didáctico de Astro-nomía y la producción del programa de planetario«El Cielo en tus Manos» para personas con disca-pacidad visual, que se estrenó en l’Hemisfèric dela Ciudad de las Artes y las Ciencias de Valenciael 29 de octubre de 2009.

Figura 2. La Astronomía mas puntera producida en Españaen los últimos 30 años, explicada por sus protagonistas

en el libro «Astronomía made in Spain».

Figura 3. Alumnos de un centro escolar participando el 26 de marzoen «La Medida del Radio de la Tierra». ¡Incluso llevaron camisetas

con el logo del Año Internacional de la Astronomía¡

— Fiestas de Estrellas (Fig. 6). Cientos de astróno-mos aficionados han salido a tomar calles y pla-zas con sus telescopios para mostrar al público lasmaravillas del cielo estrellado que fascinaron aGalileo Galilei hace 400 años. Se celebraron 5fiestas en total, tres nacionales y dos internacio-nales, impulsadas por 77 agrupaciones astronó-micas de toda España.

— U4: Una Universidad, Un Universo. Un proyectoque ha tenido como objetivo acercar la investiga-ción astronómica a los estudiantes de la universi-dad española en un extenso programa de confe-rencias impartidas por astrónomos profesionales.Se ha formado un gran equipo coordinado de

más de 170 conferenciantes de toda España quehan impartido más de 240 conferencias en 49universidades, para un público de al menos13.000 personas.

— Música y Astronomía (Fig. 7). Una forma diver-tida de pasear por el Universo, que combina mú-sica y astronomía tomando como base partiturasmuy diversas. Como resultado, la Pequeña Sere-nata Nocturna de Mozart se ha convertido en la«Pequeña Serenata Astronómica», un montaje au-diovisual de gran belleza en el que Sancho y DonQuijote recorren el Universo siguiendo los acordesde la música de Mozart sincronizada con bellasimágenes del Universo.


Figura 6. Los astrónomos amateur han mostrado el cielo estrellado a cerca de 50 000 personas ocupando calles y plazas con sus telescopiosen numerosas localidades españolas en cinco «Fiestas de Estrellas».

Figura 5. El 29 de octubre se estrenaba en l’Hemisfèric de laCiudad de las Artes y las Ciencias de Valencia el programa de

planetario «El cielo en tus manos». Personas invidentesy parcialmente invidentes pudieron tocar con sus manos

el cielo estrellado.

Figura 4. Los museos de ciencia y planetarios han lanzado dos grandesproducciones de planetario con motivo del Año Internacional de laAstronomía: «Evolución», que rinde homenaje a Darwin y Galileo, y«Jors, Jars, Jurs y los Galigalitos», destinado a un público infantil.

LOS RESULTADOS

El AIA-IYA2009 ha sido un éxito en España. Desdeel primer momento consideramos que era una oportuni-dad única para llevar la astronomía a la sociedad, unaoportunidad que nunca se repetiría. Sabíamos además,que era nuestra responsabilidad organizar un Año Inter-nacional de la Astronomía con un nivel de excelenciaacorde con la magnífica evolución que esta rama de laciencia ha experimentado en nuestro país en las últimasdécadas.

Las cifras hablan por sí solas. Con motivo de la ce-lebración del Año Internacional de la Astronomía, a lolargo del 2009 se han organizado en nuestro país másde 3000 actividades de divulgación de la Astronomía ycasi todos los meses ha habido al menos entre 200 y 300actividades en marcha, superando las 300 en marzo,abril, mayo, octubre y diciembre. Sin olvidar los 21 gran-des proyectos de ámbito nacional e internacional men-cionados anteriormente.

Más de 1300 entidades diferentes han organizadoal menos una actividad enmarcada en el AIA-IYA2009 alo largo del 2009. La naturaleza de estas entidades hasido muy variada: agrupaciones de astrónomos amateur,museos de ciencia, planetarios, centros de investigación,universidades, observatorios astronómicos, centros es-colares, asociaciones culturales, bibliotecas, ayunta-mientos, centros juveniles, etc.

El AIA-IYA2009 ha llegado no sólo donde esperába-mos que lo hiciera (es decir, aquellos organismos rela-cionados con la divulgación y/o la investigación astro-

nómicas), sino también a lugares y celebraciones sinninguna relación con la Astronomía, muchos de ellosemblemáticos de la cultura y la historia de nuestro país.Así, han organizado y/o acogido actividades enmarcadasen el AIA-IYA2009 el edificio del Senado, el Museo Gug-genheim de Bilbao, el Museo Arqueológico Nacional, losAlcázares de Sevilla, Segovia y Toledo, el Congreso delos Diputados, el Palacio de Carlos V de Granada, yaci-mientos arqueológicos de Gran Canaria, la Residencia deEstudiantes del CSIC, y muchos más.

Celebraciones como el Festival Internacional de Mú-sica Presjovem (Córdoba), las «Noches en los Jardines delAlcázar» (Sevilla), la «Noche en Blanco» (Madrid), la Fe-ria del Libro 2009 (Madrid), el Festival Internacional deMúsica de La Mancha, etc., también se han hecho eco deesta celebración, al incluir en sus programas actividadesrelacionadas con la Astronomía.

El AIA-IYA2009 ha dejado multitud de recursos para ladivulgación, difusión y educación de la Astronomía, mu-chos de los cuales quedan recopilados y accesibles de ma-nera gratuita en el portal web www.astronomia2009.es:documentales, entrevistas, artículos, material escolar,progamas de TV, podcasts de radio, juegos, posters, des-cargas para salvapantallas, móviles, etc que quedancomo legado.

El AIA-IYA2009 ha sido la mayor iniciativa de di-vulgación científica que ha existido en nuestro país. He-mos contado con varios factores que en una época decrisis nos han fortalecido en comparación con otras ce-lebraciones de naturaleza similar:

— La Astronomía apasiona.


Figura 7. Fotograma de la «Pequeña Serenata Astronómica». Sancho y Don Quijote viven arriesgadas aventuras en un viajecósmico, siguiendo los acordes de la música de Mozart.

— Dos años de preparación, 2007 y 2008, en losque se definió y se puso en marcha una estrategiade coordinación global clara y realista, impulsadapor el comité de coordinación, respaldada con laactividad del equipo de trabajo y apoyada porlas instituciones. En general, el enorme esfuerzorealizado durante esos dos años por numerosasentidades de toda España se dedicó a conseguirrecursos, estimular la participación, realizar acti-vidades preparatorias de numerosos proyectos,establecer colaboraciones, poner en marcha elportal web del AIA-IYA2009, etc. Así logramosllegar a enero de 2009 muy organizados, listospara el pistoletazo de salida.

— Interés de los medios de comunicación. Raro es eldía que no escuchamos o leemos una noticia re-lacionada con la Astronomía. Durante el 2009,varios medios de comunicación ha hecho una co-bertura especial del AIA-IYA2009.

— Los astrónomos amateur. Ninguna otra rama delconocimiento cuenta con un capital humano noprofesional tan numeroso, dedicado y capaz dellegar al público general.

— Un equipo internacional muy activo y bien orga-nizado que ha estimulado la participación de ma-nera continua y eficiente en los países implicadosen el AIA-IYA2009.

LA CONTINUIDAD

El éxito que el AIA-IYA2009 ha tenido en España nohubiera sido posible sin la implicación de las institu-ciones y la participación de miles personas que hantrabajado en la mayoría de los casos de manera desinte-resada. Gracias a ello hemos conseguido llevar a la so-ciedad una rama de la ciencia que ha inspirado al serhumano en culturas de todas las épocas y lugares, desdesus orígenes hace miles de años hasta el día de hoy, enque la revolución tecnológica nos permite vivir una épo-ca dorada para la Astronomía.

La movilización sin precedentes que ha generado elAIA-IYA2009 demuestra que la astronomía traspasafronteras físicas e ideológicas para unir, inspirar ymovilizar a la gente, al margen de ideologías políticas ycreencias religiosas.

Por todo ello, el Año Internacional de la Astronomíatiene que continuar. No debemos parar ahora y permitir

que poco a poco se diluya y desaparezca todo lo logrado.Es necesario seguir una estrategia clara y eficiente res-paldada por las instituciones que dé continuidad a estagran iniciativa de divulgación científica. Dicha estrategiacuenta ya con el respaldo activo de muchos colaborado-res del AIA-IYA2009, la fuerza de las redes de colabora-ción que han surgido y el impulso de los miles de ini-ciativas generadas.

¿Lo lograremos? ¿O nos felicitaremos todos por eléxito conseguido, para después olvidarnos y volver al lu-gar donde estábamos antes del Año Internacional de laAstronomía?

Montserrat Villar MartínInstituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)



LAS MUJERES Y LA CIENCIA

MUJERES Y ASTRONOMÍA

El trabajo que aquí presento, pretende ser mi home-naje particular a todas aquellas astrónomas olvidadas de-masiado frecuentemente por los historiadores de la cien-cia. Se enmarca dentro de las actividades realizadas, conmotivo de la celebración en 2009 del Año Internacionalde la Astronomía, en el proyecto pilar «Ella es una Astró-noma». Los detalles sobre las diferentes actividadesllevadas a cabo se pueden encontrar en la página WEBhttp://astronomia2009.es/Proyectos_pilares/Ella_es_una_Astronoma.html.

El objetivo principal de este trabajo ha sido ilustraren qué medida las mujeres astrónomas a lo largo de lahistoria han participado en los grandes descubrimientosque nos han llevado a nuestro conocimiento actual delUniverso. Espero poder convencer a los lectores de queno fueron tan pocas aunque sí que han estado bastanteinvisibilizadas por los cronistas de todas las épocas. Noobstante la historia de la Astronomía nos ha enseñadoque la presencia de las mujeres en esta ciencia cuentacon 4000 años de antigüedad. Tanto los hombres comolas mujeres han mirado al cielo estrellado en nochesdespejadas tratando de encontrar respuestas a los miste-rios del universo y de sus propias vidas.

En Babilonia encontramos a EN’HEDUANA (2353a.C.) que como suma sacerdotisa tenía conocimientos deAstronomía y creó uno de los primeros calendarios delos que se tienen noticias y que aún se utiliza en algunascomunidades religiosas. En la antigua Grecia nos en-contramos con la figura de AGLAONIKE (s. II) que pose-ía conocimientos para predecir eclipses. En Egipto apa-rece la figura extraordinaria de HYPATIA (s. IV). Ella essin duda alguna una de las mujeres científicas más co-nocidas y respetadas de la antigüedad, despertando el in-terés no sólo de científicos sino también del público engeneral por su atrayente personalidad. El director decine Amenábar ha utilizado su historia para describir ladestrucción de la biblioteca de Alejandría en su películaÁgora. De Hypatia se sabe que fue una gran intelectual,filósofa, matemática y también astrónoma. A ella se le

atribuyen 3 tratados de geometría y álgebra, diferentescartografiados estelares y un planisferio, además de serconocida como profesora de astrolabios. Algunos histo-riadores le atribuyen incluso el descubrimiento del as-trolabio.

Hasta finales del siglo XIX a las mujeres no les fueposible realizar trabajo científico de forma autónomasino que sus ideas y opiniones tuvieron que ser expresa-das a través de sus mentores, padres, hermanos, maridoso amantes. A partir de ahora relacionaré el parentescoque cada mujer tenía con su mentor.

En la Edad Media no se tienen noticias de si hubomujeres astrónomas. Sólo encontramos referencias his-tóricas acerca de una española, FÁTIMA DE MADRID(s. X) de la época del califato de Córdoba. Fátima era lahija del astrónomo, matemático y filósofo andalusí delsiglo X Abul Qasim Maslama ibn Ahmad al-Mayrity,con quién aprendió y colaboró. Entre su obra hay quedestacar Las Correcciones de Fátima, donde presentabauna revisión actualizada de los conocimientos astronó-micos existentes en su época.

En el siglo XVI se tienen noticias de que SOFIABRAHE (1556-1643) ayudó a su hermano Tycho Brahedesde muy niña en los cálculos de eclipses y observa-ciones pretelescópicas de planetas. MARIA CUNITZ(1604-1664), esposa de un eminente astrónomo, popu-larizó las leyes de Kepler en su manuscrito UraniaPropicia. En particular, dedicó mucho tiempo para dara conocer la 2.ª ley de Kepler de los movimientos pla-netarios.

Figura 1. Hypatia de Alejandria y el astrolabio.

��


En 1609, Galileo revolucionó la Astronomía con lainvención del telescopio que sin entrar en la disputaacerca de si fue invención suya o no, lo que sí es ciertoque a él le debemos el mérito de su aplicación para As-tronomía. Coetánea de Galileo es MARIA EIMMART(1676-1707), hija del famoso astrónomo Geoff Eimmart,que con sus 250 dibujos de la Luna ayudó a realizar unmapa lunar bastante preciso.

En el siglo XVII en Alemania encontramos unamujer que aunque está olvidada generalmente por loscronistas de la Astronomía, fue una avanzada para suépoca, MARIA WINCKELMANN KIRCH (1670-1720).Entre sus logros hay que destacar los trabajos publica-dos sobre conjunción de planetas y el hecho de que seala primera mujer en descubrir un cometa. Sus investi-gaciones le valieron el reconocimiento de la Academiade Berlín que le concedió una medalla de oro. En loque se refiere al crédito de sus trabajos por sus colegas

fue escaso siendo numerosas las veces que su esposo,el Prof. Kirch, tuvo que desmentir que algunos trabajosse los atribuyeran a él. Pero las medallas y el recono-cimiento de la Academia no le sirvieron para obtenertrabajo en ella al fallecimiento de su marido. Solicitóocupar su puesto, pero no fue aceptada por el hecho deser mujer a pesar de contar con el apoyo decidido deldirector de la misma. Después de una larga batallacontra la Academia, dirigió el observatorio privado delbarón von Krosigk. Allí entrenó a sus hijos en las artesde la Astronomía y continuaron con los trabajos ini-ciados con su marido sobre la elaboración de calenda-rios. Años después volvió a la Academia como ayu-dante de su hijo, pero tuvo que abandonarla para noperjudicarlo ante las insistentes llamadas de atencióndel director por su excesivo protagonismo. Sus hijascontinuaron trabajando en la Academia como ayudan-tes de su hermano.


Figura 2. De izquierda a derecha: Galileo Galilei, su primer dibujo de la Luna y Mapa Lunar.

Figura 3. De izquierda a derecha: Retrato de Caroline Herschel, Telescopio de 20 pulgadasconstruido por William y Caroline Herschel, y Nebulosa descubierta por Caroline.


En Inglaterra encontramos a CAROLINE HERSCHEL(1750-1848), hermana del famoso astrónomo WilliamHerschel. A ella se le atribuye el descubrimiento de 14nebulosas, además de ser la primera en darse cuenta, yasí se lo comentó a su hermano, de la gran abundanciade nebulosas en el cielo (Hoskin, 2008, New Dictionaryof Scientific Biography, 3, 286). Descubrió un buen nú-mero de cometas. Hoskin dice en su favor que, a pesar deque siempre consultaba a su hermano, ella era bastantemás capaz que William Herschel para distinguir entre fe-nómenos transitorios y nebulosas. A la muerte de suhermano se retiró a Hannover y ahí escribió el catálogode 2500 nebulosas de W. Herschel. En su vida tuvo bas-tante prestigio y fue respetada por los astrónomos de laépoca aunque ella no creyó nunca ser merecedora detales honores. Fue la primera mujer pagada con un suel-do de 50 libras como asistente de astrónomo y la RoyalSociety le concedió una medalla de oro por sus méritos.

De esta misma época en Inglaterra encontramos laextraordinaria figura de MARY SOMMERVILLE (1782-1872). Fue una gran intelectual que se tuvo que casarcon su primo, bastante mayor que ella, para ver realiza-do su sueño de poder introducirse en los ambientes cien-tíficos intelectuales de su época. En su trayectoria cien-tífica fue bastante autodidacta, dotada de una grancuriosidad científica, como lo demuestran los diferenteslibros que publicó a lo largo de su vida (The MagneticProperties of the Violet Rays of the Solar Spectrum en1826; The Mechanism of the Heavens en 1827; TheConnection of the Physical Sciences en 1834; PhysicalGeography en 1848 y Molecular and Microscopic Scien-ce en 1869). Toda su producción se apreció durante suvida pero no le garantizó el puesto que por derecho lecorrespondía en la sociedad científica de la época. De subiografía se desprende que sólo contó con el respeto in-condicional de John Herschel.

En el siglo XIX la profesionalización de la ciencia enEuropa dio lugar a la casi total desaparición de la mujerdel panorama científico. Sin embargo, en Estados Unidosresurgieron con un empuje extraordinario debido a la in-fluencia ejercida por los movimientos sufragistas femi-nistas.

Entre todas ellas quiero destacar a MARIA MITCHEL(1818-1889), hija de astrónomo y bien entrenada en ob-servaciones astronómicas. Entre su extenso curriculumhay que resaltar el descubrimiento de un cometa, que levalió una medalla del rey de Dinamarca, el estudio de lasmanchas solares, de asteroides y movimientos de plane-tas. Hay que destacar en su trayectoria el papel jugadocomo activista en los movimientos sufragistas y comoimpulsora y maestra de astrónomas. Esta habilidad parapotenciar a las mujeres le valió la dirección del VassarCollege.

Aún existe la fundación Maria Mitchel que tienecomo objetivo el impulsar la carrera científica de lasmujeres en el campo de las ciencias naturales y la astro-nomía. Recibió bastantes honores, pero a pesar de ellosiempre pensó que la mujer no llegaría nunca a tener elintelecto del varón pero, a cambio, tenía la paciencia ne-cesaria para realizar observaciones y medir cuidadosa-mente placas fotográficas. Sus palabras «El ojo que diri-ge la aguja en los delicados menesteres del bordado,sirve igualmente para bisectar una estrella….» dan unaidea bastante precisa de cómo concebía el trabajo de lasastrónomas de la época.

De esta época hay que destacar el conocido HARÉNDE PICKERING. El profesor Pickering tuvo la habilidad dedarse cuenta de que las mujeres podían hacer el mismotrabajo científico que los varones pero eran más pacientesy laboriosas. De ahí el éxito del grupo de Harvard.

Isaksson (1989, http://www.astro.helsinki.fi/histo-ry/heaven/heaven.html) atribuye a Pickering el mérito depermitir a este grupo de mujeres el realizar trabajo inde-pendiente, además de aquel para el que se las contrató,como medidoras de placas.

Entre las trabajadoras del profesor Pickering se pue-den distinguir dos grupos, las que sólo se limitaron a ha-cer su trabajo como medidoras de las placas fotográficasy aquellas otras que se entusiasmaron con la astronomíay realizaron un magnifico trabajo de investigación. Sinser exhaustiva, voy a comentar el trabajo realizado poralgunas de ellas.

WILLIAMINNA FLEMING (1857-1911) fue la primeramujer contratada en Harvard. Cambió su estatus laboralFigura 4. Mary Fairfax Sommerville y una de sus obras.

de ser la empleada de hogar de Pickering a su asistenteen el trabajo de medir las placas del catálogo HenriDrapper. Su labor fue tan exquisita que se convirtió en laconservadora del archivo de placas fotográficas deHarvard. Descubrió 10 novas, 52 nebulosas y cientos deestrellas variables.

ANNIE CANNON (1863-1941) es muy reconocidapor ser la creadora del sistema de clasificación estelarbasado en la temperatura de las estrellas. En la figura semuestran espectros de estas estrellas secuenciados por sutemperatura. Las de tipo O son las más calientes y las detipo M las más frías. Este sistema es el que se utiliza aúnhoy en día. Para ello, midió unos 200.000 espectros que

se compilaron en los 9 volúmenes del catálogo HenryDrapper. Su trabajo fue apreciado en su momento y re-cibió muchos honores. Hay que destacar que se estable-ció en su honor un premio con su nombre.


Figura 6. El «harén» de Pickering.

Figura 7. Clasificación estelar ideada por Annie Cannon.

Figura 5. Maria Mitchel y su casa y su observatorio (arriba), y en el Vassar Collage con sus estudiantes (abajo).

ANTONIA MAURY (1866-1952) fue la más rebeldede todas ellas. Era sobrina de Henry Drapper pero jamáshizo uso de dicho privilegio. Ella inventó un sistema declasificación adicional con subíndices que reflejaban lasdiferentes clases de luminosidad para cada tipo estelar.Este hecho llevó 30 años después a construir el famosodiagrama de evolución estelar, el diagrama de Hertzs-prung-Russell. Pero desafortunadamente en 1896 tuvoque abandonar Harvard por diferencias con Pickering y

no se reincorporó hasta que no fue director el Prof. Sha-pley. Esta experiencia fue la primera constatación deque Pickering, si bien apoyaba a sus mujeres, queríamujeres sumisas, que no le hicieran sombra.

HENRIETTA LEAVITT (1868-1921), aún siendo bas-tante sumisa, por su clarividencia investigadora mostróla peor parte de Pickering. Ella es la astrónoma de laépoca más citada por los diferentes cronistas, le debemosla famosa relación periodo-luminosidad para las estrellasCefeidas, lo que ha permitido obtener las escalas de dis-tancias a las galaxias. Su trabajo estuvo centrado en lasplacas obtenidas para las nubes pequeña y grande deMagallanes. Mostró que existía una relación universalentre el periodo característico de la variación de la es-trella y su luminosidad. Sin embargo, y a pesar de la re-levancia de su descubrimiento, no le gustó a Pickering lanotoriedad alcanzada y la cambió de proyecto para quese dedicara a estudios de fotometría estelar. De nuevoella volvió a resaltar científicamente con el trabajo rea-lizado, ya que construyó una secuencia estelar de estre-llas de referencia, que sirvió posteriormente para calibrarla Carta del Cielo.

La Carta del Cielo fue un proyecto promovido desdeel observatorio de París que consistió en producir uncartografiado de todas las estrellas del cielo hasta mag-nitud 11. Veintiún observatorios de todo el mundo parti-ciparon en este proyecto que comenzó a principios delsiglo XX y que concluyó hacia los años 60. En lo que

nos acontece aquí, quiero resaltar que, tomando el ejem-plo del profesor Pickering, emplearon un buen numerode mujeres cuyo trabajo ha quedado en el anonimato, alas que sólo se las menciona de forma anónima en losagradecimientos de la publicación del catálogo. Comohecho curioso, en lo que respecta a España, hay que se-ñalar que en el Observatorio de la Armada de San Fer-nando (Cádiz) también se emplearon mujeres a las quenunca se las consideró astrónomas, sino simples medi-doras de placas, a pesar de que invirtieron 30 años de suvida en este trabajo.

De la segunda época del Observatorio de Harvard,siendo director Shapley, hay que destacar a CECILIA PAY-NE-GAPOSCHKIN (1900-1980). Ella fue la primera mujerque realizó observaciones en el Observatorio de MontePalomar, gracias a su prestigio, como invitada del direc-tor. Su trabajo de investigación fue de una brillantez ex-traordinaria hasta el punto de que el Prof. Russell dijerade ella que su tesis era la mejor que había leído nunca. Sugran logro fue darse cuenta de que las variaciones en lu-minosidad de las estrellas estaban asociadas a variacionesen sus líneas espectrales. Este hecho la llevó a concluirque estas variaciones se debían a diferencias en las pro-piedades físicas y no a un efecto de abundancias quími-cas. Este trabajo resultó de una relevancia extraordinariapues ponía de manifiesto la homogeneidad química delUniverso. Su otro gran descubrimiento consistió en en-contrar una abundancia de hidrógeno y de helio dema-


Figura 8. Mujeres astrónomas contratadas como«maquinas calculadoras» en Harvard. De izquierdaa derecha: W. Flemmin, A. Cannon (arriba),A. Maury y H. Leavitt (abajo).

siado grande en relación a lo que se observa en la tierra,que ella lo denominó como la anomalía del hidrógeno.Algunos colegas de la época dudaron de estas abundan-cias y cuestionaron la fiabilidad de sus determinaciones.Hoy se sabe que el hidrógeno y el helio son los elementosmás abundantes del Universo.

Con esta trayectoria llegamos a mitad del siglo XX.La mayor parte de las bases de la física estelar estabanbien asentadas y en mi opinión las astrónomas realiza-ron aportaciones fundamentales, no siempre reconocidas:la clasificación de la estrellas, la caracterización de losdiferentes tipos de estrellas variables, la caracterizaciónquímica de las estrellas y las diferentes clases de lumi-nosidad, lo que constituyó la base del diagrama Hertzs-prung-Russell, encontrado 30 años más tarde.

El descubrimiento de los «faros» del Universo, lospúlsares también se debe a una mujer, JOCELYN BELL(1943-). Ella es el coraje hecho mujer, sobreponiéndose auna tremenda injusticia como fue la no consideración desu nombre para el Premio Nobel de Física por el descu-brimiento que ella realizó. Siendo estudiante de doctora-do en Cambridge, haciendo observaciones de cuásarescon el radiotelescopio del Laboratorio Cavendish se diocuenta de que se recibía una señal muy repetitiva confrecuencia de 1,33 segundos y que la llamó «hombreci-llos verdes» de forma jocosa. En principio su director detesis, el profesor Hewish, no le prestó demasiada aten-ción, hasta que se observó la misma región del cielouna y otra vez repitiéndose el fenómeno. Ellos entoncespostularon que se trataba de un nuevo tipo de objetos


Figura 10a. Jocelyn Bell.

Figura 9. Cecilia Payne-Gaposchkin.

Figura 10b. Registro del púlsar obtenido con el radiotelescopio.

(a)


hasta entonces desconocidos, los púlsares. El púlsar queellos observaron se sabe hoy que se trataba de una es-trella de neutrones en rotación rápida. El Premio Nobelde Física se le concedió a su director de tesis por estedescubrimiento. Cuando acabó su tesis, por razones dematrimonio se fue primero a Southampton y después alObservatorio Real de Edimburgo, donde cambió de cam-po de trabajo, primero a Astronomía de rayos gamma y,posteriormente; a radiación X de galaxias. Recientemen-te se le ha reconocido su mérito y ha recibido múltipleshonores. En el año 2007 le concedieron un doctoradohonoris causa por la Universidad de Durham.

Ahora quiero dedicar mi atención a algunos hechosrelevantes en el campo de la Astronomía Extragaláctica.Tuvo sus inicios en 1924 cuando el astrónomo EdwinHubble encontró que las nebulosas identificadas añosatrás eran de naturaleza extragaláctica. Cabe pregun-tarse acerca del papel que jugaron las astrónomas en elconocimiento del Universo Extragaláctico en unas cir-cunstancias sin duda alguna mucho más favorables parasu desarrollo profesional. Para ilustrarlo, he elegido aunas pocas astrónomas que considero han contribuidosignificativamente a nuestro conocimiento.

MARGARET BURBIDGE (1919-) aparece como unamujer extraordinaria, además de una excelente científica.Quiero resaltar un hecho importante en su vida y es quegran parte del trabajo que hizo previo a 1967 tuvo quehacerlo utilizando el nombre de su marido, GeoffreyBurbidge, pues no estaba previsto que las mujeres obtu-vieran tiempo de telescopio en el Observatorio de MontePalomar, conocido también como Monasterio. Así quecuando fue rechazada su petición por la Carnegie Insti-

tution of Washington, no se amilanó sino que realizó lasobservaciones como ayudante de su esposo, GeoffreyBurbidge, que era un astrónomo teórico.

Las contribuciones científicas de Margaret se puedenagrupar en tres épocas:

— En la primera época, conjuntamente con su espo-so, con el físico atómico William Fowler y con elastrónomo Fred Hoyle, sentaron las bases de lanucleosíntesis estelar reproduciendo el comporta-miento observado en el universo de un decai-miento exponencial de la abundancia de los dife-rentes elementos químicos en función de su pesoatómico, como puede verse en la parte derecha dela Figura 11. Su contribución, en particular eneste trabajo, le valió a William Fowler la conce-sión del Premio Nobel de Física en 1983.

— En una segunda época, cabe destacar sus aporta-ciones al campo de las galaxias. La pareja Bur-bidge, conjuntamente con el astrónomo Prender-gast, publicaron la primera curva de rotación deuna galaxia y calcularon la masa de las galaxiasutilizando su curva de velocidad. Junto con laastrónoma Vera Rubin estudiaron las velocida-des peculiares de algunas galaxias como M82 yconcluyeron la existencia de fenómenos explosi-vos en los núcleos. Por ultimo, ellos secuenciaronla abundancia de gas ionizado en galaxias desdeelípticas a espirales.

Figura 12. Curva deRotación de NGC7146 (arriba).Composiciónmultifrecuencia deM82 donde seaprecian losfenómenos explosivosnucleares (abajo).

Figura 11. Margaret Burbidge.Gráfica de las abundancias atómicas en función de su peso atómico.

— En una tercera época, que dura hasta la actuali-dad, derivaron su campo de investigación hacialos objetos más activos y energéticos del Univer-so, los cuásares (QSOs, por sus siglas en inglés).En este campo han trabajado en redshifts pecu-liares. Fueron pioneros en considerar que losQSOs tienen una galaxia albergadora, y por ulti-mo en sistemas de absorción de QSOs que nospermiten evaluar la cantidad de materia oscura enel Universo.

VERA RUBIN (1928-) es otra mujer de gran coraje eimaginación científica, la primera mujer que utilizó el te-lescopio de Monte Palomar de forma legal en 1964. Ensu tesis de master y posteriormente en su tesis doctoralsobre la densidad de galaxias en el Universo llegó a laconclusión de que las galaxias se agrupaban de formagrumosa, hecho éste que hoy nadie discute. Cuando ellaen 1953 lo propuso nadie confió en sus resultados ynunca consiguió que se publicase. El Washington Postdijo de ella «joven madre encuentra el centro de la crea-ción o algo parecido….» . No obstante ella siguió adelan-te y cuando coincidió con la pareja Burbidge en la Uni-versidad de California recibió un nuevo impulso y, segúnella misma describe, fue la primera vez que sentía queera escuchaba. Con ellos comenzó, y después continuócon el astrónomo Kent Ford, el estudio sistemático decurvas de rotación de las galaxias, que culminó con elestudio de curvas de rotación de galaxias de diferentestipos morfológicos.

En contra de las expectativas, todas las curvas de ro-tación eran bastante parecidas y mostraban un aplana-miento en la velocidad de rotación hasta distancias muylejos del centro, postulándose como única explicaciónplausible que hay más materia que la estrictamente lu-minosa. Su trabajo fue el pionero que sentó las bases so-

bre la existencia de la materia oscura en el universo. Ellacontinúa trabajando en este tema, ahora con galaxias debajo brillo superficial.

No quiero dejar pasar esta oportunidad sin mencionara MARGARET GELLER (1947-), a la que se le acaba deconceder un doctorado honoris causa en España en laUniversidad Rovira Virgili (Tarragona) por sus estudios so-bre la distribución a gran escala de las galaxias en el uni-verso. Conjuntamente con los astrónomos Valerie de Lap-parent y John Huchra hicieron la primera descripción decómo se agrupan las galaxias, descubriendo una superes-tructura que se conoce con el nombre de la gran muralla.

Ya estamos en el siglo XXI. Afortunadamente paralas astrónomas, nos encontramos en un sistema profe-sionalizado donde nuestra existencia es posible sin elconcurso de familiares cercanos. Según los datos dispo-nibles de la Unión Astronómica Internacional, represen-tamos aún un escaso 13,7% de la población astronómicamundial. Aún así parece abrirse ante nuestros ojos unfuturo esperanzador:

En primer lugar mencionaré las buenas noticias.Hay un buen número de astrónomas profesionales enaquellos campos más relevantes en la astronomía extra-


Figura 14. Distribución a gran escala de las galaxias.

Figura 13. Vera Rubin (izquierda), y curva de rotación de M31 superpuesta sobre la imagen óptica de la galaxia.

galáctica actual. En mi campo de actividad, la existenciade Agujeros Negros Supermasivos en el Universo, hayque destacar por sus contribuciones las figuras de MeganUrry y Laura Ferrarese.

MEGAN URRY, directora del Departamento de As-trofísica de la Universidad de Yale en Estados Unidos, sutrabajo está centrado en el estudio de los fenómenos deacreción que tienen lugar cuando existe un Agujero Ne-gro Supermasivo en el núcleo de las galaxias. Es muyconocido por el público no experto el esquema presen-tado por ella y el astrónomo Padovani de la estructurainterna de un núcleo activo. Con este esquema tan sim-ple se comprende de forma muy sencilla el modelo deUnificación de los AGNs: los diferentes tipos de galaxiasactivas observadas desde las galaxias tipo Seyfert hastalos Blazar son el resultado de diferencias geométricas se-gún el ángulo de visión con que son observados.

Si el ángulo de visión atraviesa el toro de polvo, laclasificaríamos como una galaxia tipo Seyfert 2. Por elcontrario, si el ángulo de visión es tal que es perpendi-cular al toro y penetramos directamente en el núcleoveremos un Blazar.

Más recientemente, en su brillante trabajo sobre elQSO 3C273 muestra cómo la combinación de diferentesfrecuencias es fundamental para estudiar la física de es-tos sistemas mostrando su estructura más interna.

El segundo descubrimiento fascinante de este sigloes la constatación de que existe una relación lineal entrela masa de las galaxias en estrellas y la masa de losAgujeros Negros en sus núcleos. Gran parte de este des-cubrimiento se debe a la astrónoma LAURA FERRARESE.

En Europa encontramos mujeres tan relevantes comoFRANÇOISE COMBES, la primera astrónoma miembrode la Academia de Ciencias Francesa. Ella nos ha ense-ñado con sus modelos de dinámica de galaxias cómo


Figura 15. Megan Urry y el Esquema de Unificación de AGNs.

Figura 17. Laura Ferrarese (izquierda) y la gráfica de la relaciónentre la masa del bulbo de las galaxias y la del agujero negro

albergado en su núcleo (derecha).

Figura 16. Composición Multifrecuencia de las Observaciones del QSO 3C273.

Figura 18. Francoise Combes (izquierda) y modelización del gasy las estrellas en una galaxia espiral (derecha).

evolucionan generando a veces, mediante colisiones en-tre ellas, estructuras cinemáticas tan complejas comobarras o anillos.

Ahora las malas noticias: Los estudios más recientesen el campo de investigación de evolución de galaxias ycosmología vuelven a reproducir los viejos esquemas deépocas pasadas. La realización de grandes cartografiadosy la falta de liderazgo de mujeres da lugar a que se esta-blezcan relaciones de poder. En la actualidad se estánrealizando mas de una decena de cartografiados que

requieren de grandes equipos y mucha organización derecursos humanos. La mayor parte de ellos son lideradospor hombres, y en esto España no es una excepción. Sitomamos como ejemplo el cartografiado COSMOS(http://cosmos.astro.caltech.edu), encontramos que el nú-mero de participantes es de 87 investigadores de loscuales sólo 11 son mujeres.

A modo de conclusiones de mi exposición quierodestacar la importancia de mentores y, sobre todo, elreto que tenemos ante nuestros ojos de ingeniar un nue-vo Sistema de Ciencia y Tecnología en el que las reglasdel juego sean más favorables para que las mujerespuedan desarrollar su carrera investigadora como astró-nomas.

Para terminar acabaré ofreciéndole mi más sincerohomenaje a Jocelyn Bell con una frase publicada por ellaen la revista Science:

“Las mujeres y las minorías no deberían realizartoda la adaptación. Ya es hora de que la sociedad semueva hacia las mujeres, no las mujeres hacia la socie-dad.» (J. Bell, 2004, Science, 304, p. 489).

Josefa Masegosa GallegoInstituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC


Figura 19. Simulación Dinámica de la evolución de una colisiónentre galaxias.

Figura 20. Imagen del HST para el Cartografiado COSMOS (izquierda). En la imagen de la derecha pueden observarse algunas de las galaxiasen colisión detectadas.

�� 141 Enseñanza

Se inicia esta sección con dos trabajos relacionados

con la enseñanza y divulgación de la Ciencia. El primero

presenta los resultados del concurso Ciencia en Acción,

que ha cumplido ya 10 años. Su objetivo primordial es

acercar la ciencia y la tecnología al gran público, pre-

sentándolas atractivas y mostrando su importancia para

el progreso de la sociedad y el bienestar de los ciudada-

nos. Su Directora, Rosa M.ª Ros Ferré, plantea que es

fundamental incidir en la formación científica de los

ciudadanos desde los primeros niveles educativos y que

para conseguir esto se requiere del esfuerzo de los pro-

fesores de todos los niveles, desde enseñanza primaria

hasta universidad, así como de los profesionales de los

medios de comunicación. El concurso pretende premiar a

aquellos que se las ingenian para contribuir con su tra-

bajo diario a la formación de todos los ciudadanos. Pue-

den participar enseñantes y divulgadores de la Ciencia de

todos los países iberoamericanos, incluidos obviamente

España y Portugal.

El segundo trabajo es la presentación de la Historia

de la Astronomía a los participantes en el Curso de Ve-

rano que el Grupo de Astronomía de la Facultad de Cien-

cias organiza cada año sobre iniciación a esta ciencia

que es, sin lugar a dudas, una de las más antiguas. Su

autor, el profesor Enrique Teso, miembro del Grupo,

muestra de forma amena y exhaustiva cómo desde los

orígenes de la Humanidad los hombres se han preocupa-

do por los astros que veían, sus movimientos, periodici-

dad, etc., hasta el momento actual en el que los estados

invierten grandes cantidades de dinero para conocer más

sobre el Universo.

A continuación, en el apartado Taller y Laboratorio

podemos encontrar como experimento histórico una des-

cripción del descubrimiento del neutrón por Chadwick,

cerrando así el conjunto de partículas que constituyen

los átomos (electrones, protones y neutrones)1. Por este

descubrimiento le concedieron el Premio Nobel de Física

en 1935. Como experimento casero, y en homenaje a

Galileo y al Año Internacional de la Astronomía, el gru-

po de profesores de Óptica ha diseñado un espectrosco-

pio muy elemental con el que se pueden observar, ade-

más de espectros atómicos, las líneas negras de

Fraunhofer en el espectro solar. Este sencillo espectros-

copio es utilizado por los miembros del Grupo de Astro-

nomía durante las observaciones solares. Por último, el

profesor Delgado, en el apartado dedicado a las Mate-

máticas, cuestiona la utilidad de los laboratorios virtua-

les si el profesor, presente o no, no acompaña al estu-

diante en su proceso de aprendizaje. Para explicar su

filosofía utiliza como ejemplo la representación gráfica

de funciones.

En el apartado dedicado a las Nuevas Tecnologías en

la Enseñanza, Luis de la Torre y Juan Pedro Sánchez

presentan el portal FisL@bs, que siguiendo el modelo de

AutomatL@bs2, como una red de laboratorios virtuales y

remotos que permitirá a los alumnos del nuevo Grado en

Física compartir a través de la red los recursos experi-

mentales de nuestros laboratorios, tanto de la Facultad

de Ciencias como de la Escuela Técnica Superior de In-

geniería Informática de la UNED, a partir del próximo

curso 2010/11.

Por último, en el apartado dedicado a Recensiones

incluimos tres libros de temática muy diferente: princi-

pios básicos de Física, como es la Mecánica Cuántica,

una revisión de la Toxicología, desde sus cimientos has-

ta una panorámica de su situación actual, terminando

con un precioso y curioso libro dedicado a las primeras

mujeres científicas españolas que se incorporaron a la

actividad profesional en las primeras décadas del siglo

pasado. Esperamos que todos sean de interés para nues-

tros lectores.

��

1 Ver 100cias@uned, nº 2, 104-109 (1999), y nº 6, 107-111 (2003). 2 Ver 100cias@uned, nº 1 (nueva época, formato digital), 227-237(2008): http://e-spacio.uned.es/fez/eserv.php?pid=bibliuned:revista100cias-2008-1ne-2022&dsID=PDF

��

Enseñanza N.º 2 (nueva época) | 2009ISSN: 1989-7189

142 Enseñanza��

ENSEÑANZA Y DIVULGACIÓNDE LAS CIENCIAS

GRANADA, LA ÚLTIMA CITA.Y SEGUIMOS CON CIENCIA EN ACCIÓN

La Universidad Nacional de Educación a Distancia(UNED), El Consejo Superior de Investigaciones Científi-cas (CSIC), Ciencia Viva (CV), la Real Sociedad Españolade Física (RSEF) y la Sociedad Geológica de España(SGE) organizan anualmente el programa «Ciencia enAcción». El objetivo principal de «Ciencia en Acción»consiste en acercar la ciencia y la tecnología, en sus di-ferentes aspectos, al gran público, así como encontrarideas innovadoras que hagan la ciencia más atractivapara la ciudadanía y mostrar la importancia de la cienciapara el progreso de la sociedad y el bienestar de los ciu-dadanos.

Este programa nació como «Física en Acción» en elaño 2000 gracias a la RSEF. La edición 2005 supusouna remodelación del proyecto con la ampliación delprograma a todas las áreas del conocimiento científico.Empezó así la nueva singladura de «Ciencia en Acción».2007 significó la ampliación de todas las modalidadesdel programa a los países de habla hispana y portuguesa.Este año 2009, hay que destacar la incorporación a la or-ganización de la Sociedad Geológica de España y la or-ganización portuguesa «Ciencia Viva». Si bien desde2007 ya participaban profesores portugueses en las edi-ciones de «Ciencia en Acción», hay que recibir con ale-gría la colaboración con el programa Ciencia Viva.

Actualmente, «Ciencia en Acción» tiene una serie se-manal dedicada al programa emitida por la segunda ca-dena de RTVE, dentro del espacio de «La UNED en la 2».

El objetivo fundamental de esta serie de programas con-siste en acercar la ciencia al mayor número posible depersonas a través de una serie de experimentos presidi-dos por la creatividad y el buen hacer de los diferentesparticipantes de «Ciencia en Acción», que van desfilandoa lo largo de las diversas semanas.

Hay que destacar que «Ciencia en Acción» tambiénse coordina con diversos programas europeos como son«EUSCEA», «Science on Stage» y «Catch a Star», bajo elimpulso de diversas instituciones europeas de alto pres-tigio.

Este año, «Ciencia en Acción» se ha sumado a la ce-lebración del Año Internacional de la Astronomía(IYA2009), que representa una celebración global de laAstronomía y de su contribución a la sociedad, a la cul-tura y al desarrollo de la humanidad. Su objetivo princi-pal es motivar a los ciudadanos de todo el mundo a re-plantearse su lugar en el Universo a través de unconjunto de descubrimientos que se inició hace ya 400años. Haciendo nuestro este objetivo, «Ciencia en Ac-ción» ha introducido nuevas modalidades en su estruc-tura: la modalidad de «Experimentos para un laboratorioespacial» y para los más jóvenes, la modalidad «Habla deAstronomía» dentro del programa «Adopta una Estre-lla», que ha mantenido también la modalidad de «Inves-tiga en Astronomía» que fue creada desde sus inicios,hace ya nueve años. En este caso, los equipos de alum-nos deben presentar un resumen de todas las actividadesque han desarrollado para difundir la astronomía duran-te este Año Internacional de la Astronomía 2009.

Hay que destacar la gran red de profesores que se hacreado a través del intercambio de ideas, experimentos,experiencias… en las diferentes ediciones de Ciencia enAcción y cómo colaboran unos con otros en sus diferen-tes proyectos, ferias, congresos,… para que la cienciallegue a todas partes.

HISTORIA DE CIENCIA EN ACCIÓN

La primera edición de «Física en Acción», que ya es-tuvo marcada por una clara vocación europea, fue orga-nizada por la Real Sociedad Española de Física. El únicopremio consistió en un viaje del titular de cada uno de

��



los trabajos seleccionados para la final a la sede delCERN en Ginebra durante la semana de la Ciencia y laTecnología del 2000. La delegación española tambiénrealizó diversas aportaciones y experimentos en la Feriade «Physics on Stage». El Museo Miramon KutxaEspaciode la Ciencia de San Sebastián albergó la final nacionaldel programa, el cual se desarrolló solo en dos jornadas,los días 29 y 30 de septiembre de 2000.

«Física en Acción 2» se desarrolló en el Museo Prín-cipe Felipe de la Ciutat de les Arts i les Ciencias de Va-lencia, los días 6 y 7 de octubre de 2001, donde fueronpresentados los trabajos preseleccionados y también seorganizó, por primera vez, una feria abierta al público engeneral. En la segunda edición de«Física en Acción» se incorporó laconvocatoria internacional de «Lifein the Universe» que incluía dos ca-tegorías, científica y artística. Eneste concurso destinado a grupos dealumnos, participaron en el CERNen Ginebra un total de 22 paísescon más de 70 equipos. Españaconsiguió el segundo premio en lamodalidad científica.

En la última sesión en el MuseoPríncipe Felipe se anunció la cele-bración de «Physics on Stage 2» enla Agencia Espacial Europea (ESA)en sus instalaciones de ESTEC, cercade Ámsterdam. En este evento in-ternacional la delegación españolaparticipó junto con otros países eu-

ropeos en la feria y el conjunto de actividades progra-madas. España fue el único país que consiguió dos ga-lardones: el primero y el sexto.

«Física en Acción 3» se celebró en la Casa de laCiencia de A Coruña en septiembre de 2003, aunque losparticipantes no tuvieron la oportunidad de presentarsus trabajos en un foro europeo, ya que la edición euro-pea de «Physics on Stage 3» se celebró en el año 2004.Debido al incremento y la calidad de los trabajos pre-sentados, obligó a la organización a desarrollar la finaldurante tres días en lugar de los dos habituales.

«Física + Matemática en Acción 4» se desarrolló en elMuseo de la Ciencia i la Técnica de Terrasa durante los

días 26, 27 y 28 de septiembre. Porprimera vez, la Real Sociedad Mate-mática Española (RSME) se sumó ala Real Sociedad Española de Física(RSEF) y la edición amplió su con-vocatoria al ámbito científico. Se re-pitió también el concurso «Adoptauna Estrella», conectado con la ver-sión europea «Catch a Star», organi-zado por la ESO y la EAAE.

En esta final se reprodujo la Ex-periencia de Magdeburgo con un parde actores que representaron de ma-nera teatralizada la experiencia rea-lizada por Otto Van Guericke y suayudante, con la colaboración de 8caballos percherones que demostra-ron de forma evidente «la fuerza ne-cesaria para vencer al vacío».

��

Participantes en Física en Acción 2, junto con los miembros delJurado, en el Museo Príncipe Felipe de la Ciudad de las Artes

y las Ciencias de Valencia.

Participantes en Física + Matemáticas en Acción 4 intentandoseparar dos semiesferas en cuyo interior se había hecho el vacío,al estilo de la experiencia de Magdeburgo. Museo de la Ciencia

y de la Técnica de Terrassa (Barcelona).

«Física + Matemática en Acción 5» tuvo lugar en elParque de las Ciencias de Granada durante los días 24,25 y 26 de septiembre con sus puertas abiertas para quetodo el mundo pudiera ver los trabajos y exposicionespropuestas, durante los tres días que duró el festival. ElPremio Especial del Jurado fue para la sección «Futuro»del diario «El País». El Concurso tuvo una gran acogidapor parte del público en general.

Hay que destacar que en la final internacional de«Physics on Stage 3», en la sede de la ESA, conseguimosel 4º premio, 3 premios-viajes de los 7 ofrecidos, y unamención de honor. En esta edición, una bicicleta situadaa 5 metros de altura hizo las delicias de todos los vale-rosos participantes que se atrevieron y se subieron a lamisma.

Durante los días 4, 5 y 6 de marzo se celebró la finaldel Programa Internacional «Cath a Star 3», en Garching(Alemania), en la sede central de la organización de laESO. Nuestros estudiantes recibieron el primer premio,consistente en un viaje al «El Paranal» en el desierto deAtacama de Chile, donde la ESO tiene sus instalaciones.Además también de un 6º lugar, 4 premios especiales yun premio para la mejor escuela de Europa.

El Museo de la Ciencia y del Cosmos de La Laguna(Tenerife), durante los días 23, 24 y 25 de Septiembre de2005, albergó la sexta convocatoria del programa y laprimera edición que se abría a todas las ramas científicastal y como anunciaba su nombre: «Ciencia en Acción».Hay que mencionar que el programa «Adopta una Estre-lla» era la primera vez que abría la convocatoria a paísesde habla hispana o portuguesa.

Al igual que en otras ocasiones, el Museo ofrecióunas jornadas de puertas abiertas a la vez que se cele-braba el evento, y de esta manera acercó la ciencia a unaaudiencia de amplio espectro. Destacaron los «Juegos deIngravidez», que se desarrollaron con la presencia adi-cional de Albert Einstein, que se paseaba por el Museo ycharlaba con todos los asistentes. El Premio Especial delJurado, se concedió a la Revista «Muy Interesante» por sulabor de difusión de los recientes avances científicos ytecnológicos consiguiendo acercar estos contenidos aamplios sectores de la sociedad española, y llegando es-pecialmente a los más jóvenes.

En la Edición de 2005 de «Catch a Star», nuestropaís ganó el segundo premio consistente en un viaje a lasede central de ESO en Garching (cerca de Munich) y alObservatorio Wendelstein en Alemania. Otros dos equi-pos españoles consiguieron dos Menciones por sus tra-bajos.

La séptima edición de «Ciencia en Acción» se celebrólos días 29 y 30 de septiembre y 1 de octubre en el Mu-seo «CosmoCaixa» en Alcobendas (Madrid). También losjóvenes alumnos de primaria y secundaria participaronen la quinta edición de «Adopta una Estrella». En esta


Fuerza de la gravedad, centro de masas y equilibrio, conceptos físicosa prueba de valientes en el Parque de las Ciencias de Granada.

convocatoria de «Ciencia en Acción» se premiaron a losmejores trabajos presentados y a su vez se seleccionó ladelegación española que asistió del 2 al 6 de abril a la fi-nal de «Science on Stage 2», que tuvo lugar en la sededel ESRF en Grenoble (Francia). En Grenoble estuvo pre-sente el coche solar «Despertaferro», en el que se subió elentonces Comisario europeo de Ciencia e InvestigaciónJanez Potoccnik, despertando el interés de los medios decomunicación. También llegaron a los periódicos y a laTelevisión francesa. La experiencia de Magdeburgo pre-parada en esta ocasión de forma competitiva entre losequipo de Futbol y Hockey de Grenoble, este último era ala sazón el campeón de la liga de Hockey de Francia.

«CosmoCaixa» ofreció tres días de puertas abiertascon entrada libre para todo el público que quería descu-brir la aventura de la ciencia. En esta ocasión, visitaronla final más de 12.000 personas. La gran experienciaestaba destinada a un «Túnel de viento» donde los másvalerosos sentían la misma impresión que los paracai-distas cuando se lanzan al vacío. El Premio Especial deJurado fue otorgado a Ernesto Páramo, director del Par-que de las Ciencias de Granada.

En la edición 2006 del certamen «Catch a Star»,nuestro país ganó, por segundo año consecutivo, el se-gundo premio galardonado con un viaje a la sede centralde ESO en Garching (cerca de Munich) y al ObservatorioKonigsleiten en Austria. Hay que destacar que tambiénse consiguieron dos Menciones de Honor para nuestrosequipos.

«Ciencia en Acción» formó parte de la representaciónseleccionada por la feria «Madrid por la Ciencia» (que or-ganiza la Comunidad de Madrid) en el festival «WON-DERS» de la EUSCEA (European Science Events Associa-tion) que se celebró en Friburgo (Alemania) del 12 al 14de octubre de 2006. Por votación popular, el proyecto de«Ciencia en Acción» titulado «Sorpresas Físicas» ganó elpase para participar en la final del Carrusel de Festivalesque organizó EUSCEA en el «Heureka Science Center» deVantaa, cerca de Helsinki (Finlandia) del 8 al 10 de di-ciembre de 2006. Este proyecto consistió en un completopaquete de experimentos espectaculares e inusuales rela-tivos a la tecnología del motor de vapor, la micrograve-dad y la física del vacío. Las demostraciones, que corres-pondían a 21 países europeos, se realizaron en tresescenarios simultáneos, a la vez que podrían mostrarseen diversas mesas por un par de horas. Básicamente, sepresentaron actividades interactivas que acercaban laciencia al observador de una forma amable y entretenida.

La Plaza del Pilar de Zaragoza acogió, durante losdías 19, 20 y 21 de octubre, la final de la octava ediciónde «Ciencia en Acción». Al encuentro acudieron los 100ganadores de la fase final del concurso. Hay que destacarque en el año 2007, por primera vez, se abrieron todaslas modalidades del concurso a los profesores, alumnos yprofesionales de los medios de comunicación de todoslos países de habla hispana o portuguesa. Así, han resul-tado ganadores de su pase a la final de Zaragoza trabajosde Portugal, El Salvador, Argentina, Venezuela, Colombiay Uruguay.

La «Gran Final» acogió un amplio programa de acti-vidades basado en las actuaciones de los seleccionadospor el jurado de «Ciencia en Acción» así como otras ac-tividades festivas programadas por la propia organiza-ción: como fueron el «Looping Bike» y la «Funny Ball».Más de 15.000 personas visitaron las dos carpas situadasen la Plaza del Pilar, obteniendo una gran respuesta porparte de la sociedad y también por parte de los partici-pantes.

El Museo de la Ciencia de Valladolid acogió, duran-te los días 19, 20 y 21 de septiembre, la final de la no-vena edición de «Ciencia en Acción». Al encuentro acu-dieron los ochenta ganadores de la fase final delconcurso. La «Gran Final» acogió un amplio programa deactividades basado en las actuaciones de los selecciona-dos por el jurado de «Ciencia en Acción» así como otrasactividades festivas programadas por la propia organi-zación como fue el «Simulador de Vuelo».

El público pudo visitar el Museo gracias a sus jorna-das de puertas abiertas, obteniendo una gran respuestapor parte de la sociedad y también por parte de los par-


La gran experiencia: «Looping Bike» montada en la Plaza del Pilarde Zaragoza para disfrute de todos los atrevidos.

ticipantes, ya que el número de proyectos se había tri-plicado comparándolo con las primeras ediciones delcertamen.

LA ÚLTIMA EDICIÓN

El Parque de las Ciencias de Granada acogió, duran-te los días 25 al 27 de septiembre de 2009, la «GranFinal» que reúne a todos los ganadores de «Ciencia enAcción». En esta ocasión, más de 140 trabajos lograronllegar a ella.

«Ciencia en Acción» esta destinado, principalmente, areconocer la labor de profesionales de los medios de co-municación social y profesores de todos los niveles edu-cativos, sin olvidar al personal de los Museos de la Cien-cia y centros de comunicación científica.

Los jóvenes estudiantes de primaria y secundariaparticiparon en el concurso «Adopta una Estrella» consus dos modalidades: «Investiga en Astronomía» y «Hablade Astronomía», al darse la circunstancia de que esteaño 2009 ha sido declarado por la UNESCO y la IAUAño Internacional de la Astronomía.

Sin duda la feria fue la actividad clave de la final de«Ciencia en Acción». Este año se ha desarrollado en dife-rentes espacios del Museo. Acogía las demostracionesde física, matemáticas, ciencia y tecnología, química,biología y geología. De una forma diferente y amena, losprofesores popularizaban la ciencia a todos los niveles.Además se organizaron varias sesiones, tanto en el Au-ditorio como en los cines del Parque, para presentar lostrabajos relativos a divulgación científica, materiales di-dácticos de ciencias y a ciencia, ingeniería y valores.Hay que destacar que los premios en metálico por mo-

dalidades no son lo más interesante ni lo más significa-tivo para los participantes sino la posibilidad de inter-cambiar información y contenidos entre todos ellos. Loque más importa y motiva dentro de este encuentro esque ofrece la posibilidad de enseñar y aprender por par-te de todos y para todos.

Para celebrar la décima edición se llevaron a cabotres Experiencias Singulares: Danza del Fuego, donde


El Jurado «en acción» en la final de Granada. Los participantes de Ciencia en Acción 2009 en la final de Granada.

los visitantes descubrieron con el tubo de Rubens, fue-go, música y unos contenidos sobre las característicasde las ondas. Coge la Física al Vuelo, donde el públicotuvo la oportunidad de comprender algunos elementosy conceptos fundamentales de la aerodinámica y de laaviación como el Teorema de Bernoulli, el rozamientoaerodinámico, la sustentación, los fuselajes, las alas,etc. Y por último, Cocina con el Sol , dondelos interesados pudieron llevarse su cocina solar,aprender a montarla y sacarle el mayor provecho. Conel objetivo final de deleitar a sus familiares y amigoscon deliciosos platos y contribuir a mejorar el medioambiente.

El Taller de Cocina Solar contó con la colaboraciónde la Fundación Terra, entidad con amplia experiencia enacciones dirigidas a la sostenibilidad medioambiental ypioneros en los encuentros solares dentro del ámbitonacional.

El premio estrella del concurso, dentro de los mu-chos que se entregan, es el Premio Especial de Juradoque se otorga a personas, instituciones o entidades pú-blicas o privadas en el ámbito de la divulgación científi-ca de calidad en nuestro país. En esta ocasión, el juradoacordó por unanimidad, a iniciativa propia, otorgar elPremio Especial del Jurado a Miguel Ángel Quintanillapor ser uno de los precursores de la cultura científica enEspaña y ser un ejemplo del compromiso con la comu-nicación de la ciencia desde la universidad y desde lasinstituciones que ha dirigido.

Entre todos los trabajos presentados, la UNED sellevó las Menciones de Honor que indicamos a conti-nuación:

Por presentar en un atractivo formato televisivo, elpapel fundamental, aunque frecuentemente olvidado porla historia, que las mujeres científicas han tenido en eldesarrollo de la astronomía y la astrofísica, resaltandosus descubrimientos y comentándolos a través de entre-vistas con investigadoras actuales, se concedió Menciónde Honor de Trabajos de Divulgación Científica en So-portes Adecuados, al trabajo «Serie de televisión educa-tiva de la UNED: Mujeres en las Estrellas», de Josefa Ma-segosa Gallego del Instituto de Astrofísica de Andalucía,Granada.

En la Modalidad de Cortos Científicos se concedióuna Mención de Honor al trabajo «Nikola Tesla: elhombre que iluminó el mundo» de Juan Peire Arroba dela UNED (Madrid), por el interés que suscita, el rigorcientífico e histórico con el que se aborda, con un

guión equilibrado y ameno, así como por su inteli-gente combinación de imágenes del pasado y del pre-sente.

El trabajo «AutomatL@bs: una red de laboratoriosvirtuales y remotos para la enseñanza de control auto-mático», cuyos autores son Sebastián Dormido Bencomo,Fernando Morilla García, Mª Antonia Canto Díez, Nati-vidad Duro Carralero, José Sánchez Moreno, Raquel Dor-mido Canto, Sebastián Dormido Canto, Héctor VargasOyarzún y Gonzalo Farias Castro, de la UNED (Madrid),consiguió una Mención de Honor en la modalidad deCiencia y Tecnología, por ser un proyecto de alto conte-nido científico-tecnológico y por estar dirigido a un grannúmero de estudiantes de universidad.

Durante la final de Ciencia en Acción en el Parquede las Ciencias de Granada, se ofrecieron las conferenciasinaugural y de clausura el viernes y el domingo respec-tivamente. La conferencia inaugural corrió a cargo delSr. D. Laureano Castro. El título de su conferencia fue«La Teoría de la Evolución: de Darwin al neodarwinismo»que desarrollaba la idea central de la evolución: esto esque todos los seres vivos sobre la Tierra comparten unantepasado común.

La conferencia de clausura la dictó el Sr. D. AntónÁlvarez, que explicó al auditorio las bases científicas delas vacunas que se están desarrollando para el Alzheimery, en particular, habló de los esfuerzos en nuestro paíssobre la vacuna MimoVax en su conferencia titulada«Vacunas para el Alzheimer».

Este año, como en ediciones anteriores, se hanconvocado las catorce modalidades relativas a «Cien-cia en Acción», dos en «Adopta una Estrella», y el pre-mio especial del jurado. Estos premios los ofrecen di-versas entidades colaboradoras del programa: laUniversidad Complutense de Madrid, la UniversidadPolitécnica de Cataluña, la Universidad de Granada, laUniversidad de Zaragoza, la Universidad de Valencia,la Cátedra VMO UPC-ENDESA Red, la Revista Mètode,las empresas Sidilab, Pasco-Prodel, 3bScientific,Antares, IBM, Editorial Santillana y el INTA. Hay quemencionar la especial colaboración del Ayuntamientode Granada, la Consejeria de Innovación, Ciencia yEmpresa de la Junta de Andalucía, la Consejeria deEducación de la Junta de Andalucía y la Agencia An-daluza de Energía.

El programa Ciencia en Acción premia la tarea diariade miles de profesores que la desarrollan de forma cons-tante, callada y sin desfallecer, conscientes que las futu-


ras generaciones están en sus manos. Sin duda «Cienciaen Acción» no podría tener lugar sin el esfuerzo de todoslos participantes que envían sus trabajos, sin ellos noexistiría «Ciencia en Acción».

EN LA WEB DE«CIENCIA EN ACCIÓN»

Después de 10 años, «Ciencia en Acción» ha evolu-cionado en muchos sentidos. Como ya se ha comentadoanteriormente, en la actualidad «Ciencia en Acción» dis-pone de un programa de televisión dentro del espacio deLa UNED en la 2, los viernes por la mañana, que tam-bién se repite por el Canal Internacional los sábados ylos domingos. Estas imágenes filmadas de experimentospueden servir para enriquecer las clases de muchos denuestros profesores. Por este motivo, en la página web de«Ciencia en Acción»: http://www.cienciaenaccion.org,esta disponible un buscador que permite a todos los in-teresados entrando por categorías y/o palabras clavelocalizar las imágenes correspondientes. Es una facilidadanáloga a la que se dispone para localizar en la web losexperimentos de diversas modalidades.

El usuario dispone de un total de 228 experimentosclasificados por materias y con un buscador por palabrasclave que le permite de una forma rápida y dinámicaacceder a los experimentos que desea. Estos materialestambién se pueden conseguir en el CD resumen anual delprograma que se distribuye de forma gratuita a todos losprofesores interesados o descargarlo directamente de lapagina web. Para obtenerlo solo hay que enviar un co-rreo electrónico a [email protected] y recibirán deforma gratuita el CD en su domicilio y además pasarán a

formar parte de las base de datos de «Ciencia en Acción»,para recibirlo en cada nueva edición.

LOS PLANES DE FUTURO

La próxima edición tendrá lugar en Santiago deCompostela los días 1, 2 y 3 de octubre de 2010 en el IESRosalía de Castro, con la colaboración de Tecnopole y laXunta de Galicia.

Science on Stage vuelve a reiniciar su andadura des-pués de unos años difíciles y tendrá lugar en Copenha-gue del 16 al 19 de abril del 2011.

Desde estas páginas queremos animar a todos loslectores a participar en nuestras futuras propuestas. Sepuede hallar más información en la página web:

http://www.cienciaenaccion.org

Rosa M.ª Ros FerréDirectora de Ciencia en Acción

��

Carátulas del programa «Ciencia en Acción» de la TelevisiónEducativa de la UNED.

�� Enseñanza148


ENSEÑANZA Y DIVULGACIÓNDE LAS CIENCIAS

HISTORIA DE LA ASTRONOMÍAA TRAVÉS DE LOS INSTRUMENTOSDE OBSERVACIÓN

INTRODUCCIÓN

La Astronomía es la ciencia que estudia el origen,desarrollo y composición de los astros, así como las leyesde su movimiento en el Universo. Puede considerarsesin duda como la más antigua entre todas las que sedesarrollan y estudian en la actualidad.

ARQUEOASTRONOMÍA

Ya desde tiempos muy remotos los hombres comen-zaron a interesarse por la Luna, el Sol y las estrellas, esdecir, por todos los astros en general. No obstante, lasprimeras investigaciones sistemáticas que contribuyerona desarrollar la Astronomía como ciencia comenzaron allevarse a cabo en el Neolítico (9000-3000 a.C.), época enque se inició el florecimiento de grandes culturas. Lacuriosidad humana con respecto a fenómenos cíclicoscomo el día y la noche y a los movimientos y naturalezade los astros llevó a los hombres primitivos a la conclu-sión de que los cuerpos celestes se movían de forma re-gular. La primera utilidad de sus observaciones fue defi-nir el tiempo y orientarse. La Astronomía solucionó unode los problemas más inmediatos de las primeras civili-zaciones: la necesidad de establecer con precisión lasépocas adecuadas para sembrar y recoger las cosechas yla de orientarse en los desplazamientos y viajes.

Para los pueblos primitivos el cielo mostraba unaconducta muy regular. El Sol salía todas las mañanasdesde el este, se movía uniformemente durante el día y seponía en la dirección opuesta, el oeste. Por la noche se po-dían ver miles de estrellas que seguían una trayectoria si-milar. Los habitantes de las zonas templadas comprobaronademás la diferente duración de día y noche a lo largo delaño. En los días más largos el Sol salía más desplazadohacia el Norte y ascendía más alto en el cielo al mediodía,

mientras que en los más cortos salía más desplazado haciael Sur y alcanzaba poca altura en el horizonte.

El estudio de los movimientos cíclicos de los astrosmostró su utilidad para la predicción de fenómenos comoel ciclo de las estaciones, de cuyo conocimiento dependíaen gran medida la supervivencia del género humano.Para las comunidades cazadoras resultaba trascendentalpredecir cuándo se produciría la migración estacional delos animales que les servían de alimento y, posterior-mente, cuando surgieron las primeras comunidades agrí-colas, también era fundamental conocer el momentooportuno para la sementera y la recogida de las cosechas.

La alternancia del día y la noche constituyó segura-mente la primera unidad de tiempo universalmente uti-lizada, pero fue la observación de la variación de la in-tensidad de la luz nocturna en función de la fase de laLuna, y la periodicidad del ciclo de veintinueve a treintadías la que ofreció una manera cómoda de medir eltiempo. Los calendarios primitivos, por tanto, casi siem-pre se basaban en el ciclo de las fases de la Luna. En loconcerniente a las estrellas, parecían estar agrupadoscaprichosamente conservando un esquema fijo nochetras noche. Debido a ello, desde épocas muy remotas, loshombres pusieron nombres a muchas constelacionesguiados por su imaginación. De hecho, del Neolítico seconservan grabadas en piedra las figuras de algunasconstelaciones, en las que las estrellas están excavadascomo alvéolos circulares. También aprendieron a distin-guir a los cinco planetas visibles a simple vista del restode las estrellas debido a su movimiento independiente enla bóveda celeste (planeta = «estrella errante»).

Como consecuencia del cambio climático global quetuvo lugar tras el último período glacial (hacia el año10000 a.C.), la población nómada se agrupó en torno a zo-nas fértiles en las cuales las comunidades agrícolas y ga-naderas evolucionaron, en torno al año 6000 a.C., a so-ciedades más complejas estructuradas y jerarquizadas.Estas civilizaciones se desarrollaron inicialmente en tornoa los ríos Tigris y Éufrates, Nilo, Indo, Huang-Ho, Améri-ca Central, Altiplano Andino y norte de Europa. Tras unproceso de adaptación al régimen sedentario, los habitan-tes de estas regiones desarrollaron de manera individuali-zada sus primeras concepciones científicas acerca del Uni-

��


verso. El progreso inicial de estas sociedades puede consi-derarse simultáneo comenzando a transmitir sus conoci-mientos geométricos, a excepción de las comunidadescentroamericana y andina, a partir del año 5000 a.C.

Antiguos pueblos pobladores de Europa tuvieron co-nocimientos avanzados de matemática, geometría y mo-vimiento de los astros. Realizaron grandes construccio-nes para la práctica de la Astronomía, determinaronsolsticios y equinoccios y pudieron predecir eclipses.Prueba de los sorprendentes conocimientos que poseíanlos astrónomos del megalítico son los grupos de grandespiedras erectas (megalitos, algunos de más de 25 tonela-das de peso), dispuestas de acuerdo con esquemas geo-métricos regulares, hallados en muchas partes del mun-do. Varios de estos observatorios se han conservadohasta la actualidad, como los de Stonehenge en Inglate-rra y Carnac en Francia. Stonehenge, erigido a 51º de la-titud norte, es uno de los más estudiados. Se construyóen varias fases entre los años 2200 y 1600 a.C. Su usocomo observatorio astronómico permitió al hombre delmegalítico realizar un calendario bastante preciso. Elcírculo de piedras, dividido en 56 segmentos, se utilizabapara averiguar las fechas de los solsticios de verano e in-vierno, predecir eclipses solares y lunares y determinar laposición de la Luna a lo largo del año.

En la región de las cuencas de los ríos Tigris y Éu-frates se desarrolló la civilización sumeria, quizá la pri-mera del mundo, pues ya en el año 5000 a.C. contabacon una compleja organización social, política y religio-sa. Los sumerios se unirían posteriormente a otros pue-blos, como los acadios, para dar lugar a la cultura babi-lónica en el siglo XVIII a.C. Los sumerios inventaron la

escritura y establecieron un sistema de numeración enbase 12 que más tarde evolucionaría a otro en base 60.La mayoría de las culturas orientales tomaban comobase de numeración el 10, basado en los dedos de lamano, mientras que los sumerios utilizaban la base 12,dada la ventaja de su divisibilidad entre muchos otrosnúmeros. Los sumerios llevaron a cabo, además, la divi-sión del círculo en 360 grados, a su vez divididos en se-senta minutos y éstos en sesenta segundos de arco. Estadivisión sería introducida posteriormente en Grecia porHiparco de Rodas en el siglo II a.C.

Los primitivos sumerios sintieron fascinación al ob-servar desde sus zigurats el Sol, la Luna, los cinco pla-netas conocidos y las estrellas, que agruparon en cons-telaciones. Observaron además cómo dichasconstelaciones se desplazaban de oriente a occidentemanteniendo sus posiciones relativas. También se dieroncuenta de que la salida del Sol no siempre se producíasobre el mismo fondo de estrellas, sino a lo largo de labanda trazada a través de 12 constelaciones que for-man el zodíaco.

En Mesopotamia, entre los diversos pueblos que do-minaron esta región desde el 4000 a.C. hasta el siglo VId.C., destacó la civilización babilónica que, como se hacomentado antes, fue una de las primeras en desarrollarampliamente esta ciencia. Babilonios y sumerios cono-cían ya muchas constelaciones en torno al 3000 a.C. eincluso, algunos siglos después, dispusieron de un ca-lendario basado en las regularidades de los movimientosde diferentes astros. Fueron, de hecho, los babilonios dela ciudad de Ur los que, en el año 2238 a. de C., regis-traron un eclipse de Luna, el primero del que existeconstancia escrita. Sus primeras actividades astronómi-cas comenzaron en el siglo VIII a.C. Midieron con pre-cisión la duración del mes y la revolución de los plane-tas y estudiaron los movimientos del Sol y de la Lunapara perfeccionar su calendario. Designaban como co-mienzo de cada mes el día siguiente a la luna nueva y,aunque en principio este día se determinaba mediantela observación, después trataron de calcularlo anticipa-damente.

La observación más antigua de un eclipse solar pro-cede también de los babilonios y se remonta al 15 de ju-nio del 763 a.C. Calcularon la periodicidad de los eclipsesdescribiendo el ciclo de Saros, el cual aun hoy se utiliza.Confeccionaron un calendario lunar, dividieron el díaen 24 horas y nos legaron muchas de las descripciones ynombres de las constelaciones.


Figura 1. Stonehenge.

El pueblo egipcio, cuya supervivencia estaba estre-chamente asociada a las periódicas inundaciones provo-cadas por el Nilo, estudió sistemáticamente la sucesiónde las estaciones. Su mayor aportación fue la confecciónde un calendario lunisolar de 365,25 días que aun per-dura hasta la actualidad. Los calendarios Juliano y Gre-goriano (el que utilizamos en la actualidad) no son másque modificaciones del calendario civil egipcio. Dichoaño tenía 12 meses de 30 días, más 5 días llamados epa-gómenos. Por tanto había una diferencia de un cuarto dedía respecto al año solar. Como no utilizaban años bi-siestos, cada 120 años se adelantaba un mes, de tal for-ma que transcurridos 1456 años el año civil y el astro-nómico coincidían nuevamente. Fijaron esta unidad detiempo de forma definitiva en al año 200 a.C., tras mile-nios de sistemática observación astronómica, sobre labase del período de repetición de los ortos helíacos de laestrella Sirio (para ellos, Sothis) al producirse en estaépoca el desbordamiento anual del Nilo.

La crecida del Nilo comenzaba aproximadamente en laépoca en que dicha estrella, tras haber sido invisible du-rante varios meses bajo el horizonte, podía verse de nuevopoco antes de la salida del Sol. El año egipcio comenzabael primer día del primer mes de la inundación y tenía tresestaciones de cuatro meses: Inundación (Akhet), Invierno(Peret), es decir, «salida» de las tierras fuera del agua, y Ve-rano (Shemú), es decir, «falta de agua». Para la medida deltiempo disponían del gnomon y la clepsidra, además dediagramas estelares que les permitían determinar las horasdurante la noche por observación de las estrellas.

La orientación de templos y pirámides constituyeuna prueba del tipo de conocimientos astronómicos delos egipcios: La pirámide de Gizeh se construyó alineadacon la estrella polar, de manera que les era posible de-terminar el inicio de las estaciones guiándose por la po-sición de su sombra. Asimismo utilizaron las estrellaspara guiar la navegación.

El pueblo maya (América Central) alcanzó su es-plendor entre los siglos III a.C. y IX de nuestra era. Des-tacó por sus conocimientos astronómicos que todavíasiguen sorprendiendo a los científicos actuales. Los ma-yas confeccionaron su propio calendario solar y conocí-an la periodicidad de los eclipses. Inscribieron en monu-mentos de piedra fórmulas para predecir eclipses solaresy la salida heliaca de Venus. Su calendario solar resultóser el más preciso hasta la implantación del sistema gre-goriano en el siglo XVI.

Todas las ciudades del periodo clásico (tales como Pa-lenque, Tikal, Copán, etc.) están orientadas respecto almovimiento de la bóveda celeste. Muchos edificios seconstruyeron con el propósito de escenificar fenómenoscelestes en la Tierra, como la pirámide de Chichén Itzá,donde se observa el descenso de Kukulkán, serpiente for-mada por las sombras que se crean en los vértices del edi-ficio durante los solsticios. Las cuatro escaleras del edificiosuman 365 peldaños, los días del año. En varios códices dela época se encuentran los cálculos de los ciclos de laLuna, del Sol y de Venus (asociado por ellos al dios de lalluvia), así como tablas de periodicidad de los eclipses.

La civilización Azteca surgió a partir del siglo X al-canzando su máximo esplendor entre los siglos XIV alXVI. Los aztecas no sólo desarrollaron la Astronomía yel calendario, sino también la meteorología, consecuen-cia lógica de sus conocimientos, para facilitar sus laboresagrícolas. La piedra del Sol es el monolito más antiguoconservado de la cultura prehispánica. Probablementese esculpió en torno al año 1479. Consta de cuatro cír-culos concéntricos: En el centro se distingue el rostro deTonatiuh (Dios Sol). Los cuatro soles, o eras anteriores, seencuentran representados por figuras de forma cuadradaflanqueando al quinto sol, en el centro. El círculo exte-rior consta de 20 áreas que representan los días de cada


Figura 2. Pirámides de Egipto.

Figura 3. La pirámide de Chichén Itzá.

uno de los 18 meses del calendario azteca. Para comple-tar los 365 días del año solar incorporaban 5 días acia-gos o nemontemi.

Para los aztecas la Astronomía era muy importante,ya que formaba parte de su religión. Construyeron ob-servatorios que les permitieron realizar observacionesmuy precisas, hasta el punto que midieron con granexactitud las revoluciones sinódicas del Sol, la Luna ylos planetas Venus y Marte. Al igual que casi todos lospueblos antiguos, los aztecas agruparon las estrellas bri-llantes en asociaciones aparentes (constelaciones).

ASTRONOMÍA OCCIDENTAL Y ERAPRETELESCÓPICA

La civilización griega se estableció al sur de los Bal-kanes en el segundo milenio antes de nuestra era, co-menzando a desarrollar lo que ahora conocemos comoAstronomía occidental. Sus observaciones tenían comofin primordial servir de guía a los agricultores, por lo quese trabajó intensamente en el diseño de un calendarioque fuera útil para estas actividades.

La Odisea de Homero ya se refiere a constelacionescomo la Osa Mayor y Orión, y describe cómo las estrellaspueden servir de guía en la navegación. La obra «Los tra-bajos y los días» de Hesíodo informa sobre las constela-ciones que salen antes del amanecer en diferentes épocasdel año, para indicar el momento oportuno para arar,sembrar y recolectar.

Fue la cultura griega la que desarrolló la Astronomíaclásica más que ningún otro pueblo de la antigüedad. Laconcepción general del cosmos que tenían los griegos(excepto casos concretos de sabios como Aristarco o Pitá-goras), y junto a ellos el resto de pueblos de aquella época,era la de un modelo geocéntrico; es decir, la Tierra se en-contraba situada en el centro del Universo y el resto de

cuerpos celestes giraban en torno a ella. Las bases de la te-oría geocéntrica, vigente hasta el siglo XVI, eran:

— Los Planetas, el Sol, la Luna y las Estrellas semueven en orbitas circulares perfectas.

— Las velocidades de los Planetas, el Sol, la Luna ylas estrellas son perfectamente uniformes.

— La Tierra se encuentra en el centro exacto delmovimiento de los cuerpos celestes.

El más innovador de los antiguos observadores delos cielos fue ARISTARCO DE SAMOS (310-230 a.C.).Propuso para el Universo un modelo heliocéntrico y he-liostático 1800 años antes que Copérnico. Creía que losmovimientos celestes se podían explicar mediante la hi-pótesis de que la Tierra gira sobre su eje inclinado unavez cada 24 horas y que, junto con los demás planetas,gira en torno al Sol. Esta explicación fue rechazada porla mayoría de los filósofos griegos aristotélicos que con-templaban a la Tierra como un globo inmóvil alrededordel cual giran los ligeros objetos celestes.

Aristarco, durante un eclipse lunar, calculó la rela-ción de diámetros entre la Tierra y la Luna y la distanciaSol-Tierra. Según dichos cálculos, la Tierra era tres vecesmayor que la Luna (valor real 3,66). Determinó que ladistancia Tierra-Luna sería 79 veces el radio terrestre(valor actual 60) y también calculó que el Sol estaría 20veces más lejos que la Luna (valor actual 390). Aunquesu método era correcto, sus cálculos no lo fueron debidoa la falta de instrumentos precisos.

ERATÓSTENES DE CIRENE (276-195 a.C.) midió laoblicuidad de la eclíptica que coincide con la latitud deSiena, situada en el trópico. Calculó la longitud del me-ridiano terrestre, el radio de la Tierra y, lógicamente, eltamaño y volumen aproximado de ésta. Sorprendente-mente su resultado resultó ser muy exacto, si se tiene en


Figura 4. La piedra del Sol.

Figura 5. Comparación de los tamaños de la Tierra y la Luna(Aristarco de Samos).

cuenta la carencia de instrumentos de medición de aque-lla época. La precisión de su medida no pudo superarsehasta el siglo XVIII.

HIPARCO DE NICEA (190-125 a.C.), también llamado«de Rodas», en el siglo II a.C. utilizó por primera vez elastrolabio, un instrumento perfeccionado posteriormen-te por Hipatia, discípula de Platón, considerada como laprimera científica de occidente. El astrolabio servía paramedir la altura de los astros con respecto al horizonte eincluso determinar la distancia en grados entre ellos.Hiparco ideó también el sistema de magnitudes para cla-sificar las estrellas según su brillo aparente, descubrió laprecesión de los equinoccios, realizó uno de los primeroscatálogos de estrellas e introdujo en Grecia la divisióndel círculo en 360º, hasta aquel momento sólo utilizadapor los babilonios.

CLAUDIO PTOLOMEO, autor de la «Syntaxis Mathe-mática», compiló todos los conocimientos de la Astro-nomía antigua. Esta obra fue posteriormente traducidapor el rey árabe Isháq Ibn Hunyain dando lugar a los tre-ce tomos del «Almagesto». Ptolomeo expuso un sistemadonde la Tierra estaría rodeada por esferas de cristal conlos otros 6 astros conocidos. La Tierra no ocupaba exac-tamente el centro de las esferas y los planetas describíanun epiciclo cuyo eje era la línea de la órbita que girabaalrededor de la Tierra, llamada deferente. Como el pla-neta describe un epiciclo se aproxima y se aleja de laTierra mostrando a veces un movimiento retrogrado.Este sistema permitía realizar predicciones de los movi-mientos planetarios, aunque tenía una precisión muypobre. Claudio Ptolomeo, además, clasificó 1022 estrellas,

asignando magnituden función de su bri-llo, estableció normaspara predecir eclipsesy aplicó sus estudiosde trigonometría a laconstrucción de astro-labios y relojes de sol.

En el siglo II d.C.el centro de la vida in-telectual y científica setrasladó de Atenas aAlejandría, ciudadfundada por AlejandroMagno y modeladasegún el ideal griego.La Astronomía griegase transmitió más tarde hacia oriente a los sirios, indios yárabes. Los astrónomos árabes recopilaron nuevos catá-logos de estrellas en los siglos IX y X y desarrollaron ta-blas del movimiento planetario. Sin embargo, aunqueeran buenos observadores, hicieron pocas aportacionesrealmente originales a la Astronomía. No obstante, losastrónomos hispanoárabes perfeccionaron métodos e ins-trumentos de observación elaborando tablas astronómi-cas tan completas y precisas que se utilizaron en todo elmundo durante varios siglos.

Las traducciones árabes del Almagesto que circula-ban por Europa estimularon el interés por la Astronomíaen este continente. Los europeos se contentaron en unprimer momento con hacer tablas de los movimientosplanetarios, basándose en el sistema de Ptolomeo, o di-vulgar su teoría. Precisamente, en el siglo XIII, nuestrorey, Alfonso X el Sabio, contribuyó de una manera muynotable al desarrollo de la Astronomía. Su obra se centraen los «Libros del Saber de Astronomía» y las «Tablas Al-fonsinas».

Alfonso X se interesó por la Astronomía estudiandoescritos árabes a través de los cuales conoció las obras delos principales filósofos griegos, especialmente de Aris-tóteles y Ptolomeo. Entendió que el progreso de estaciencia dependía estrechamente de la observación y quelos movimientos periódicos de los astros pueden durarmiles de años, siendo por ello necesarias largas series deobservaciones. En virtud de ello reunió un equipo desabios cristianos, árabes y judíos, con sede en Toledo,con objeto de llevar a cabo numerosas observacionesque, unidas a las ya efectuadas en épocas anteriores,


Figura 6. Determinación de la longitud del meridiano terrestre(Eratóstenes de Cirene). Figura 7. Universo geocéntrico

de Ptolomeo.

permitirían elaborar las Tablas Alfonsinas, utilizadas entoda Europa hasta el siglo XVI.

LA REVOLUCIÓN COPERNICANA

Con el Renacimiento comenzaron a surgir en Europaideas científicas independientes y discrepantes de los es-quemas tradicionales aristotélicos. La teoría geocéntrica semantuvo vigente hasta que NICOLÁS COPÉRNICO (1473-1543) formuló la teoría heliocéntrica, según la cual el Solse situaría en el centro del Universo y el resto de planetas,incluida la Tierra, giraría en torno a él. Ésta nueva teoría,junto con la invención de la imprenta por Gutenberg en elaño 1450, que permitiría una transmisión eficaz del co-

nocimiento, supuso una re-volución para la Astrono-mía, ya que a partir de esemomento dejó de verse alplaneta Tierra y al hombrecomo epicentro del resto delas cosas existentes.

En su obra De Revolu-tionibus Orbium Coeles-tium, impresa en Nurem-berg en 1543, describe lateoría del movimiento delos planetas vigente hasta

entonces, sus dificultades y errores, y llega a la conclu-sión de que en ella se habría pasado por alto algo muyimportante, ya que la posición de los planetas y la Lunacalculados con las tablas alfonsinas no coincidían conlas observaciones. Su teoría representó también un durogolpe para la Iglesia, que defendía la teoría geocéntricacomo una interpretación intocable de la Biblia.

TYCHO BRAHE (1546-1601) fue el último observadorde la era pretelescópica. Sus estudios constituyeron unavance muy significativo para la Astronomía. Confec-cionó un catálogo de objetos celestes con más de 1000estrellas y perfeccionó las técnicas de observación hastaalcanzar una precisión, inaudita en aquella época, decuatro minutos de arco. Introdujo una modificación delsistema heliocéntrico de Ptolomeo, no aceptando el deCopérnico. La teoría sobre el Universo formulada porTycho se basaba en que la Tierra sería el centro de éste yel Sol orbitaría en torno a ella, pero los demás planetaslo harían en torno al Sol.

Tycho estudió detalladamente la órbita de Marte concuadrantes de pared. El conjunto completo de las obser-

vaciones de trayectorias de planetas fue heredado por sudiscípulo Kepler. Construyó instrumentos, tales como cua-drantes, sextantes y teodolitos primitives, y observó unasupernova en Casiopea, en 1572, a la que llamó StellaNova. Ésta alcanzó una magnitud de -4 y era visible in-cluso durante el día hasta que dejó de serlo en marzo de1574. Fue éste un descubrimiento importante, ya que enaquella época se creía en la inmutabilidad del cielo sinaparición de estrellas nuevas. Fue el primer astrónomoque intuyó que un cuerpo celeste siguiera una órbita nocircular basándose en sus estudios acerca de los cometas.

LA ERA TELESCÓPICA

Aunque, según los escritos más antiguos, tanto losgriegos como los romanos utilizaban lentes, éstas eranmuy toscas e imperfectas.

A finales del siglo X, el matemático persa ALHAZÉNescribió el primer tratado sobre lentes y describió laimagen formada en la retina, debida al cristalino. Ensus investigaciones utilizaba la lupa para observar obje-tos diminutos.

Entre los años 1000 y 1599 los árabes y chinos tam-bién experimentaban con lentes y espejos, aunque suinterés se desvaneció y el uso de la lente no se extendióhasta el siglo XII, en el que se utilizaban lentes cóncavasy convexas para corregir problemas de visión; pero has-ta el siglo XVII no se desarrolló toda su potencialidad.

Hasta comienzos del siglo XVII los astrónomos ha-bían observado el cielo sin la ayuda de ningún tipo deinstrumento, es decir, a simple vista. Sin embargo, en1608, se produjo en Holanda la mayor aportación de latécnica a la Astronomía: la invención del telescopio,atribuida a HANS LIPPERSHEY, aunque sus principiosópticos ya habían sido enunciados en el s. XIII por RO-GER BACON. Galileo, informado de este descubrimientopor su discípulo Jacques Badouere, fue el primero enutilizarlo con fines astronómicos.

GALILEO GALILEI (1564-1642) utilizó por primeravez el telescopio refractor y enunció las primeras leyesde la Mecánica. Su telescopio estaba formado por unalente convergente (objetivo) y una divergente (ocular) ytenía unos 30 aumentos. Con este sencillo instrumentodescubrió los cuatro satélites de Júpiter, llamados «gali-leanos» en su honor, Io, Europa, Ganímedes y Calixto yobservó por primera vez el relieve lunar con sus cráteresy montañas. Descubrió por primera vez la «forma irre-gular» de Saturno así como su cambio cíclico. También


Figura 8. Copérnico.

observó por primera vez las manchas solares y acabó en-fermando de ceguera por no protegerse los ojos.

Galileo colaboró en gran medida al avance de laAstronomía, adquiriendo gran fama por las observacio-nes de la nova de 1604. Sin embargo, la Iglesia no acep-tó sus ideas heliocentristas y le obligó a retractarse.

IOANNES KEPLER (1571-1630), discípulo de TychoBrahe y firme defensor del modelo de Copérnico, fueuno de los astrónomos más brillantes de la historia. Per-feccionó el telescopio de Galileo, sustituyendo la lentedivergente del ocular por una convergente, construyendoel llamado telescopio kepleriano. En 1596 escribió eltratado Prodromus Disertationum CosmographicorumContinens Misterium Cosmographicum, donde exponesus ideas acerca del Sistema Solar (distancias de los pla-netas al Sol dadas por esferas inscritas en poliedros per-fectos).

Estudiando los datos recopilados por Tycho, espe-cialmente el movimiento de Marte, entendió que el mo-vimiento de los planetas no podía explicarse con su mo-delo y llegó a la conclusión de que las órbitas de éstos

no podían describirse con círculos sino con elipses. Pu-blicó en su obra Astronomia Nova (1609) sus dos prime-ras leyes, acerca del movimiento de los planetas, queasombraron a la comunidad científica y le consagraroncomo el mejor astrónomo de la época. Posteriormente, en1618, enunció la tercera ley. La formulación de dichas le-yes, gracias en gran medida a los datos obtenidos porTycho Brahe, marcó el inicio de una nueva época para laAstronomía. Estas tres leyes desterraban, aun más, laconcepción geocéntrica del universo. Su enunciado, quedescribe con precisión el movimiento de los planetas al-rededor del Sol, es el siguiente:

1.a Ley: Las órbitas de todos los planetas son elíp-ticas, encontrándose el Sol en uno de los focos.2.a Ley: El vector de cualquier planeta respecto delSol barre áreas iguales en tiempos iguales. Esta ley,conocida como «ley de las áreas», es equivalente a laconstancia del momento angular: L = mr1v1 = mr2v2.3.a Ley: Los cuadrados de los períodos de revoluciónson proporcionales a los cubos de los semiejes ma-yores de la elipse: P2 = ka3.

En aquella época los telescopios eran muy imperfec-tos, pues tanto objetivo como ocular estaban constituidospor lentes simples y las imágenes no se veían claras de-bido al fenómeno de la aberración cromática, que seproduce en todas las lentes al comportarse éstas comoprismas y no refractar en la misma medida todos loscolores del espectro luminoso. Para paliar el efecto ne-gativo de la aberración cromática se utilizaban telesco-pios de grandes distancias focales, como el de 45,7 mconstruido por IOANNES HEVELIUS (1611-1687) moti-vado por los descubrimientos de Huyghens acerca de ladisminución de la aberración cromática con el aumentode la distancia focal.

Hevelius dedicó 4 años a cartografiar exhaustiva-mente la superficie lunar y descubrió las «libraciones».Publicó sus descubrimientos en el tratado Selenografía(1647), lo que le valió el título de fundador de la topo-grafía lunar. Descubrió cuatro cometas (1652, 1661,1672, 1677) y sugirió que describían trayectorias para-bólicas alrededor del Sol. Elaboró un catálogo estelar, si-guiendo los procedimientos de Tycho Brahe, tabulando laposición exacta de 1564 de estrellas. Observó también lasfases de Mercurio y un tránsito por delante del Sol con-firmó la variabilidad de la estrella Mira Ceti y estudióampliamente las manchas solares para determinar el pe-ríodo de rotación del astro.


Figura 9. Galileo Galilei.

Figura 10. Telescopiorefractor de Galileo.

La segunda mitad del siglo XVII fue pródiga en des-cubrimientos planetarios, debidos en parte al incipientedesarrollo de la astronomía telescópica, erigiéndose losprimeros observatorios con instrumentos ópticos (en Pa-rís, Greenwich, etc.). La nueva era se abrió con CHRIS-TIAN HUYGENS (1629-1695), astrónomo, matemático yfísico holandés que perfeccionó la técnica de tallado delentes y comprobó que los objetivos de gran distancia fo-cal proporcionaban mejores imágenes. A partir de 1655construyó anteojos de hasta 70 metros de largo, y otrosinstrumentos precisos. Entre ellos destaca su telescopioaéreo, sin tubo, de gran distancia focal, sujeto en unmástil. Gracias a este instrumento observó imágenesmuy claras de Saturno y en 1655 descubrió sus anillos(aunque sin distinguir sus divisiones) y la sombra quearrojaban sobre el planeta, así como el mayor de sussatélites, Titán, calculando además su período orbital.Así quedó desvelado el enigma de la forma variable quepresentaba este planeta cuando era observado por los as-trónomos de la época. Como en un principio no estabademasiado seguro de su hipótesis, comunicó a otros as-trónomos conocidos sus descubrimientos relativos a laestructura de los anillos y al satélite Titán mediante ana-gramas crípticos que después tradujo: «Annulo cingiturtenui plano nusquam cohaerente ad eclipticam inclinato»y «Saturno luna sua circunducitur diebus sexdecim horisquator».

Calculó también el tamaño y el período orbital deMarte en 1659 y en 1666 descubrió la nebulosa de Orión,M-42, observando en su interior diminutas estrellas. Di-señó también un micrómetro para medir pequeñas dis-tancias angulares y determinar tamaños de planetas ydistancias a sus satélites. Formuló la primera teoría on-dulatoria de la luz, inventó el reloj de péndulo y estudiócon detalle la fuerza centrífuga.

GIOVANNI DOMENICO CASSINI (1625-1712) fue unfamoso astrónomo italiano cuyo nombre está ligado auna de las divisiones de los anillos de Saturno que llevasu nombre. Cassini determinó los períodos de revolu-ción de Venus, Marte y Júpiter, así como la distancia aMarte. Con ello midió el tamaño del sistema solar, obte-niendo para la unidad astronómica un valor sólo con un7% de error respecto del actual. A tales resultados llegómediante la observación de Marte desde París (al tiempoque Richter hacía lo mismo desde la Guayana francesa a10000 km. de distancia). Calculó la distancia Tierra-Mar-te y determinó las distancias de los otros planetas al Sol(basándose en la tercera ley de Kepler).

En 1668 elaboró tablas avanzadas con el movi-miento preciso de los satélites galileanos de Júpiter loque, curiosamente, sirvió a los navegantes para su uti-lización como relojes celestes. Además, Olaf Roemerutilizó posteriormente estos resultados para calcular lavelocidad de la luz. Descubrió también los cambios es-tacionales de Marte, midió su período de rotación, asícomo el de Saturno, y descubrió un vacío entre losanillos de éste, conocido hoy día como «división deCassini». Asimismo descubrió cuatro satélites de Sa-turno: Japeto (1671), Rea (1672), Dione y Tetis (1684).No obstante tuvo grandes errores, como no aceptar lateoría heliocéntrica.

ISAAC NEWTON (1643-1727) fue uno de los cientí-ficos más relevantes de todos los tiempos. Llevó a caboimportantes trabajos acerca de la naturaleza de la luz.Descubrió el espectro de color que se observa al des-componer la luz blanca por un prisma siendo ello in-herente a la luz, según él de naturaleza corpuscular ypropagación en línea recta. Publicó sus estudios sobreóptica en el tratado Optiks (1704), donde concluye queel telescopio refractor sufriría aberración cromática.Fue autor, asimismo, de los Philosophiae NaturalisPrincipia Mathematica (1687), donde describe la Ley dela Gravitación Universal y establece las bases de lamecánica clásica (leyes de Newton). Sus estudios acercade la naturaleza de la luz, su reflexión y refracción, lellevaron a construir el primer telescopio reflector evi-tando así la aberración cromática. Demostró matemáti-camente las leyes de Kepler a partir de su Ley de laGravitación Universal y explicó de forma precisa elmovimiento de los planetas conocidos y sus satélites(cuatro de Júpiter y cinco de Saturno).


Figura 11. Telescopio reflector de Isaac Newton.

OLE CHRISTIAN ROEMER (1644-1710) continuó losestudios acerca de la naturaleza de la luz emprendidospor Newton. Las diferencias encontradas por Roemer yCassini en sus medidas del período orbital del primersatélite de Júpiter, Io, llevaron al primero a la conclusiónde que la velocidad de la luz era finita, ya que el períodoorbital no podía variar. Así pues midió la velocidad de laluz en 1676, basándose en los retrasos del período orbi-tal observados en las apariciones de Io a la salida delcono de sombra de Júpiter en la primera y segunda cua-dratura del planeta. El valor obtenido por Roemer para lavelocidad de la luz fue de 225.000 km/s. Aunque el errores importante, dada la imprecisión del método de medi-da, este descubrimiento resultó ser trascendental.

EDMUND HALLEY (1656-1742) descubrió el cometaque lleva su nombre. La teoría de la gravitación univer-sal de Newton le impulsó por 1ª vez a calcular la órbitade dicho cometa, que pasó en 1682, prediciendo quevolvería a pasar en 1758 (así sucedió) y deduciendo queera el mismo que pasó en 1531 y 1607. Animó a suamigo Newton a publicar sus «Principia» y en 1676 pu-blicó una disertación sobre la teoría de los planetas enPhilosophical Transactions. En el mismo año se trasladóa la isla de Santa Elena para compilar un catálogo de es-trellas del cielo austral (Catalogus Stellarum Australium)con un telescopio refractor de 7 m de distancia focal. En1725 publicó mapas estelares con la posición exacta de3000 estrellas determinadas desde el Observatorio deGreenwich. Descubrió el movimiento propio de las estre-llas estudiando la variación de las posiciones relativas deAldebarán y Arturo respecto a otras.

Halley publicó en Philosophical Transactions su mé-todo para determinar la paralaje del Sol por medio de lostránsitos de Venus. Reflexionó sobre la idea de medirdistancias estelares por medio de la paralaje y calculó ladistancia Sol-Sirio, estimándola en 120.000 veces la dis-tancia Tierra-Sol.

ASTRONOMÍA MODERNA

Tras la época de Newton, la astronomía se ramificó endiversas direcciones. Con su ley de gravitación universal, elviejo problema del movimiento planetario se volvió a es-tudiar como mecánico celeste. Los telescopios, mucho másperfeccionados, permitieron la exploración de las superfi-cies de los planetas, el descubrimiento de muchas estrellasdébiles y la medición de distancias estelares. En el sigloXIX un nuevo instrumento, el espectroscopio, aportó in-

formación sobre la composición química de los cuerpos ce-lestes y nueva información sobre sus movimientos.

Conocido en el siglo XVIII el hecho de que los pla-netas describen órbitas en torno al Sol con alejamientoprogresivo, a mediados de este siglo se enunció una leyempírica muy importante para los astrónomos del sigloXIX a la hora de descubrir nuevos planetas, ya que per-mitía predecir matemáticamente la distancia de éstos alSol. Esta ley fue enunciada por WOLF en 1741, publica-da por TITIUS en 1772 y enunciada nuevamente de for-ma matemática por BODE en 1778. Proporciona la dis-tribución de los planetas en orden creciente de distanciasal Sol de acuerdo con la expresión matemática: a =n + 4/10, donde n = 0, 3, 6, 12, 24, 48, 96, etc. y a es elsemieje mayor de la órbita, dado en unidades astronó-micas (u.a.). Aplicada a los 6 planetas conocidos hastaentonces, Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter ySaturno, da los valores 0,4; 0,7; 1; 1,6; (2,8); 5,2; 10,0;(valores reales: 0,38; 0,72; 1; 1,52; 5,2; 9,54). La ley deBode se consolidó espectacularmente cuando se com-probó, al descubrirse Urano, la coincidencia casi exactade su distancia con la predicha por la ley [19,6 (valorreal = 19,2)]. La ley predecía, además, que para el valor2,8 debería existir un planeta entre las órbitas de Marte yJúpiter. Varios astrónomos se lanzaron a su búsqueda,hasta que en 1801 GIUSEPPE PIAZZI descubrió el aste-roide Ceres dentro de la distancia predicha. Posterior-mente se descubrieron más asteroides, cuyas órbitas for-man un cinturón entre las de Marte y Júpiter. Sinembargo, Neptuno viola dicha ley (en su formulaciónoriginal) que, tal vez fue una curiosidad matemática,pero tuvo gran importancia en el desarrollo de la Astro-nomía a finales del siglo XVIII y principios del XIX.

Los hermanos WILLIAM (1738-1822) y CAROLINELUCRECIA (1750-1848) HERSCHEL fueron quizá los as-trónomos que más tiempo de su vida dedicaron a la ob-servación del cielo.

William descubrió Urano, en 1781, asombrando atodos los científicos de la época, que consideraban queno podía haber planetas más allá de Saturno. Descubrióademás los satélites de Urano, Titania y Oberón (1787) ydos más de Saturno: Mimas y Encélado (1789). Constru-yó numerosos telescopios reflectores de grandes dimen-siones y calidad excepcional, como el de 122 cm, que se-ría el mayor del mundo en la época. Gracias a estospotentes instrumentos descubrió más de 2000 nebulosasy estableció la base de los modernos catálogos de gala-xias que parten del suyo, conocido como «General Cata-



Figura 12. William y Caroline Herschel. Figura 13. Uno de los telescopios reflectores construidos por los Herschel.

logue». Descubrió también las estrellas dobles y concluyóque se trataba de pares físicos, una girando alrededor deotra, y no alineaciones casuales.

William Herschel aplicó las leyes de Newton, no sóloal movimiento de los planetas, sino también a estrellaslejanas, descubriendo que el Sol se mueve lentamentehacia la constelación de Hércules. Siempre fue ayudadode manera infatigable por su hermana, Caroline Herschel,que realizaba observaciones de precisión sobre las pre-vias de su hermano y descubrió ocho cometas. Ésta edu-có en Astronomía a su sobrino John, hijo de Herschel.

CHARLES MESSIER (1730-1817) confeccionó un ca-tálogo (que lleva su nombre) de 110 objetos estelares devariada naturaleza, como galaxias, nebulosas o cúmulosestelares. Muchos de estos objetos siguen siendo conoci-dos en la actualidad por su número del catálogo. Otros loson más por su número del catálogo NGC (New GeneralCatalogue). Al parecer, inauguró su catálogo con M-1(Nebulosa del Cangrejo) cuando buscaba el cometa Halleyen la aproximación predicha por el astrónomo inglés.

LA ASTROFÍSICA

En el siglo XIX, la precisión alcanzada en las deter-minaciones angulares permitiría vencer uno de los ma-yores obstáculos en el conocimiento del Universo: lamedida de las distancias estelares.

FRIEDRICH WILHELM BESSEL (1784-1846), toman-do ventaja del perfeccionamiento de los sistemas ópticos,

a partir de la construcción de objetivos acromáticos pa-tentados en 1758 por JOHN DOLLOND, hizo una de lasaportaciones más importantes de la Astronomía del s.XIX: conocer las distancias a las estrellas. Utilizando elmétodo de la paralaje publicó, en 1838, la determinaciónde la distancia Sol-61Cygni (10 años-luz).

Bessel desarrolló también en 1844 un método mate-mático para la detección de estrellas invisibles, compañe-ras de otras más grandes y luminosas en sistemas múlti-ples. Observó que la trayectoria de Sirio no era rectilínea yconcluyó que formaba parte de un sistema doble que gi-raba alrededor del centro de masas común. No logró ob-servar Sirio B (enana blanca), mucho menos luminosaque Sirio A, pero condujoa su posterior descubri-miento. Fue ALVANCLARK quien 16 añosdespués de la muerte deBessel, con un telescopiorefractor de 45 cm, obser-vó en la posición previstaSirio B, muy pequeña,mucho menos luminosa yextremadamente densa(sólo 1% del diámetro delSol, pero la misma masaque éste). La masa de Si-rio A es 2,3 veces la delSol.

Figura 14. Telescopio de Bessel,utilizado para medir paralajes estelares.

Bessel determinó las posiciones de unas 50.000 es-trellas con su telescopio especialmente diseñado y cal-culó, en 1830, la posición media y aparente de 38 estre-llas para un período de 100 años. Señaló también lasirregularidades del movimiento de Urano, lo que abriólas puertas al descubrimiento de Neptuno.

JOSEPH VON FRAUNHOFER (1787-1826) perfeccio-nó notablemente los telescopios refractores e incorporópor primera vez un espectroscopio a su telescopio, ana-lizando el espectro solar, donde observó las líneas quellevan su nombre. Enumeró 754 de esas líneas que son el

resultado de la absor-ción de luz en ciertaslongitudes de onda porátomos presentes en laatmósfera solar. La es-pectroscopía ofrece laposibilidad de determi-nar la composición deun astro y su tempera-tura. Constituye la basepara la medida de la ve-locidad radial, en virtudde la ley enunciada porDoppler en 1848, me-diante la cual se han de-terminado movimientosrelativos y rotaciones

planetarias. Fraunhofer construyó en 1817 el primer re-tículo de difracción con el cual midió las longitudes deonda de todos los colores.

EL PODER DE LAS MATEMÁTICAS

Desde el momento de su descubrimiento, los astró-nomos estudiaron el movimiento de Urano encontrandoque no seguía exactamente la órbita calculada. Algúncuerpo estelar de gran masa parecía inducir perturbacio-nes en su movimiento orbital. En 1842, la Academia deCiencias de Göttingen ofreció un premio a quien en-contrara la solución a este problema.

URBAIN LEVERRIER (1811-1877) estudió matemáti-camente el movimiento de cometas y sabía cómo tratarel problema de Urano. En 1846 completó sus cálculos es-cribiendo a J. Galle y pidiéndole que observara en ellugar del cielo donde suponía que debía estar Neptuno.¡Y allí estaba! Cinco días más tarde lo encontró Gallemuy cerca de la posición predicha. El descubrimiento

fue motivo de orgullo nacional en Francia, pero sufrióun pequeño contratiempo cuando se supo que esos cál-culos habían sido efectuados un año antes por el mate-mático inglés JOHN COUCH ADAMS (1819-1892).

Adams, después de graduarse en la Universidad deCambridge, decidió atacar el problema de Urano. En1845 hizo llegar al astrónomo real Airy sus resultados,muy similares a los que encontraría Leverrier, pero niAiry ni Challis hicieron caso de ellos. Poco después, Ga-lle encontró a Neptuno utilizando los cálculos de Leve-rrier. No obstante, la Royal Astronomical Society de In-glaterra hizo justicia a Adams concediéndole el mismopremio con el que condecoró a Leverrier el año anterior.

El descubrimiento de Neptuno, mediante el poderde las matemáticas, es sin duda una hazaña sin prece-dentes; sobre todo si se tiene en cuenta que las únicasherramientas de que disponían estos astrónomos eranlápiz y papel.

JOHANN GOTTFRIED GALLE (1812-1910) descubrióNeptuno en 1846, gracias a los cálculos de Leverrier yAdams que predijeron su posición con gran exactitud(sólo 1° de diferencia). En 1838 descubrió el anillo inte-rior C de Saturno. Pero su contribución más importante ala Astronomía fue la propuesta de empleo de la paralajea los asteroides para determinar la escala de distanciasdel sistema solar. Ello se llevó a cabo 20 años después.


Figura 15. Telescopio de Fraunhofer.

Figura 16. John Couch Adams (izquierda)y Urbain Leverrier (derecha).

Figura 17. Neptuno(sonda Voyager II).

ASAPH HALL (1829-1907), con el telescopio refrac-tor de 66 cm del observatorio de La Marina, en Was-hington, descubrió en 1877 los dos pequeños satélites deMarte, Phobos y Deimos. Determinó períodos orbitales ytamaños de las órbitas de satélites de otros planetas yobservó una mancha clara en Saturno, lo que le sirviócomo referencia para determinar su período de rotación.También Determinó la masa de Marte.

GIOVANNI VIRGINIO SCHIAPARELLI (1835-1910)fue gran observador de Marte y fundador de su topogra-fía. En 1877 creyó descubrir redes de grandes canales enla superficie del planeta, lo que dio lugar a la especula-ción acerca de si en él podría haber vida inteligente. Enrealidad, los canales de Marte eran una ilusión óptica. Ensus investigaciones sobre la teoría de las estrellas fugacesdescubrió la relación entre las perséidas y el cometa1862 III. Descubrió numerosas estrellas dobles entre 1875y 1900 así como el asteroide 69 Hesperia en 1861. Fuedirector del observatorio de Brera, en Milán.

PERCIVAL LOWELL (1855-1916) fue un rico adine-rado aficionado a la Astronomía y principal defensor, enEstados Unidos, de la existencia de canales en Marte. Seinteresó en el tema por las observaciones y dibujos de

Schiaparelli. Construyó un observatorio (Lowell Obser-vatory) que permanece activo en la actualidad. Su mayorcontribución a la Astronomía fue la intensa búsqueda deun planeta X exterior a Neptuno que sería descubiertoposteriormente (1930) por Tombaugh (Plutón).

ASTRONOMÍA CONTEMPORÁNEA

Durante el siglo XX se han construido telescopiosreflectores cada vez mayores. Los estudios realizadoscon estos instrumentos han revelado la estructura deenormes y distantes agrupamientos de estrellas, denomi-nados galaxias, y de cúmulos de galaxias. En la segundamitad del siglo XX los progresos en física proporciona-ron nuevos tipos de instrumentos astronómicos, algunosde los cuales se han emplazado en los satélites que seutilizan como observatorios en la órbita de la Tierra.Estos instrumentos son sensibles a una amplia variedadde longitudes de onda de radiación, incluidos los rayosgamma, rayos X, ultravioleta, infrarrojos y regiones deradio del espectro electromagnético. Los astrónomos nosólo estudian planetas, estrellas y galaxias, sino tam-bién plasmas (gases ionizados calientes) que rodean a lasestrellas dobles, regiones interestelares que son los luga-res de nacimiento de nuevas estrellas, granos de polvofrío invisibles en las regiones ópticas, núcleos energéticosque pueden contener agujeros negros y radiación defondo de microondas, surgida de la gran explosión, quepueden aportar información sobre las fases iniciales de lahistoria del Universo.

GEORGE ELLERY HALE (1868-1938), físico, profesorde la Universidad de Chicago, dirigió el observatorioYerkes. Dotó a éste y a otros observatorios con los mejo-res telescopios del mundo; por ejemplo el observatorioWilson, con un telescopio de 2,5 m de apertura. Desgra-ciadamente no vivió para asistir a la inauguración delgran telescopio, que lleva su nombre, del Monte Palomar.Descubrió que las manchas solares eran más frías que elresto de la fotosfera y demostró con técnicas espectros-cópicas que dichas manchas son el resultado de fuertescampos magnéticos. Dibujó un sorprendente mapa delciclo magnético del Sol (22 años), según el cual los pa-trones de polaridad cambian de signo cada ciclo. Inven-tó el espectroheliógrafo, que permite fotografiar el Sol enuna sola longitud de onda.

EDWIN HUBBLE (1889-1953) obtuvo el doctoradoen Ciencias Físicas en el Observatorio de Yerkes. Se in-corporó posteriormente al Observatorio del Monte Wilson


Figura 18. Phobos (izquierda) y Deimos (derecha).

Figura 19. Losfalsos canales deMarte (dibujo deSchiaparelli).


Figura 20. Telescopio reflector Hale (5m) de Monte Palomar. Figura 21. Telescopio espacial Hubble.

coincidiendo con la puesta a punto del telescopio Hooker.Sus observaciones con éste establecieron que numerosasnebulosas observadas anteriormente no formaban partede nuestra galaxia, sino que se trataba de galaxias dis-tintas. En 1924 hizo pública su naturaleza extragalácticaampliando los límites del Universo conocido. Junto conMilton Humason, comparando las distancias calculadaspara diferentes galaxias y sus desplazamientos al rojoestablecidos por Slipher, descubrió la relación entre lavelocidad con la que se alejan las galaxias y su distancia(ley de Hubble o de recesión de las galaxias).

Hubble organizó un sistema de clasificación de ga-laxias que perdura con pocos cambios hasta la actuali-dad. Determinó las distancias a muchas de ellas, estable-ciéndolas en centenares de años-luz y demostró quecuanto más lejanas eran más rápidamente se alejaban(ley de Hubble). La ley de Hubble evidencia la expansióndel Universo y el origen del mismo, conocido como granexplosión (Big Bang).

CLYDE TOMBAUGH (1906-1997) en 1930, en el Ob-servatorio Lowell, comparando fotografías tomadas endías sucesivos en la constelación de Géminis encontró laevidencia fotográfica de la existencia del 9º planeta delsistema solar: Plutón (actualmente desclasificado comoplaneta). Descubrió además seis cúmulos estelares, doscometas, centenares de asteroides, docenas de cúmulosde galaxias y un supercúmulo. En 1932 descubrió unanova en la constelación del Cuervo.

La Radioastronomía, otra fundamental rama de laAstronomía, se inició en la práctica en 1932, cuandoKarl G. Jansky captó por casualidad las primeras ondasde radio procedentes de la Vía Láctea. La potencialidadde la Radioastronomía como exploradora del universo esprácticamente infinita, hasta el extremo de que en 1937G. Reber detectó ondas de radio procedentes del centrode la Vía Láctea. También, en 1960 pudo identificarseuna galaxia distante de la Tierra 4500 millones de años-luz gracias a este método.

En 1946 tuvo lugar otro importante paso en la his-toria de la Astronomía, ya que en esa fecha se estudiaronpor primera vez los ecos de ondas electromagnéticas re-botadas en los cuerpos celestes del Sistema Solar, comoalternativa a los métodos empleados hasta entonces (luzvisible, principalmente). Este recién estrenado campo,desarrollado principalmente durante la segunda guerramundial, avanzó con inusitada rapidez y, ya en 1963,científicos soviéticos llevaron a cabo por este medio lasprimeras observaciones detalladas de los planetas Mer-curio y Venus.

La Astronomía también se vio beneficiada por el co-mienzo de la carrera espacial, ya que la posibilidad de po-ner satélites en órbita permitía el estudio del espacio sinFigura 22. Galaxia de Andrómeda fotografiada por el HST.

las perturbaciones producidas por la atmósfera terrestre.De hecho, los telescopios espaciales (como, por ejemplo,el telescopio Hubble) desempeñan un papel muy impor-tante en la observación actual del firmamento. Además,las sondas científicas permiten observar y estudiar losplanetas desde una distancia mucho menor. En 1959, porejemplo, gracias a una sonda soviética, se obtuvieron lasprimeras fotografías de la cara oculta de la Luna. Tresaños más tarde, la sonda estadounidense Mariner 2 ob-tuvo datos precisos sobre el planeta Venus, lo que nospermitió conocer la existencia de su densa atmósfera ylas extremas condiciones reinantes en su superficie. Des-de entonces hasta hoy el estudio de los cuerpos celestesdel Sistema Solar, en especial los planetas, no ha cesado,y gracias a ello hemos obtenido un valioso conocimientode nuestro entorno espacial más próximo.

En 1963 se descubrieron los cuásares, objetos degran actividad que, según se cree, son los núcleos de ga-laxias muy lejanas. Cuatro años más tarde, se detectaronpor primera vez púlsares, que en realidad son estrellas deneutrones orientadas de tal manera que su cono de emi-sión de ondas electromagnéticas está orientado hacia laTierra. Este tipo de objetos gira muy rápidamente, por loque la intensidad de las ondas electromagnéticas querecibimos de ellos varía de forma periódica.

En 1965 tuvo lugar el descubrimiento, por parte deARNO PENZIAS y ROBERT WILSON, de la radiación defondo del universo. Este hecho apoya en gran medida laidea de una explosión inicial similar al Big Bang. En 1980,Allan Guth propuso la teoría de la inflación cósmica, en laque proponía que durante los primeros instantes del BigBang tuvo lugar una rapidísima expansión del universo.

Las últimas décadas han aportado nuevos métodos einstrumentos gracias a los cuales ha sido posible descu-brir numerosos hechos que modifican continuamentenuestra concepción del Universo. Un ejemplo es la inter-ferometría, que permite combinar imágenes de dos teles-copios iguales separados, para obtener enormes resolu-ciones (equivalentes a las que se obtendrían con un

telescopio de tamaño igual a la distancia que separa lostelescopios interferométricos). Así, el VLA (Very LargeArray) consiste en una red de 27 radiotelescopios situa-dos en forma de Y en el desierto de Nuevo Méjico(EE.UU.). Actualmente, los telescopios terrestres másgrandes tienen un diámetro de 10 metros, como los Kecken Mauna Kea, Hawai, situados en un lugar privilegiadopara realizar observaciones astronómicas.

Los avances tecnológicos derivados del espectaculardesarrollo de la ingeniería y la técnica de la segunda mi-tad del siglo XX (tales como ordenadores cada vez másrápidos, telescopios orbitales más sofisticados, sondas es-paciales al encuentro de planetas y otros cuerpos, etc.) hanpermitido que la Astronomía, como el resto de las ciencias,haya presenciado en estos últimos años una revoluciónmuy importante que continuará durante el siglo XXI.

BIBLIOGRAFÍA

1. Chang et al. El Universo. Enciclopedia Sarpe de la As-tronomía. Ed. Sarpe. Madrid, 1982.

2. Carl Sagan. Cosmos. Ed. Planeta. Madrid, 1980.3. Fred Hoyle. Iniciación a la Astronomía. Ed. Orbis.

Barcelona, 1986.4. Lloyd Motz. El Universo. Ed. Orbis. Barcelona, 1987.5. J. B. J. Delambre. Histoire de l´Astronomie Moderne.

Johnson Reprint Corporation. New York, 1969.

WEBGRAFÍA

C. de Toro y Llaca. La evolución de los conocimientos as-tronómicos a través de la historia:

http://www.iag.csic.es/museo/documentos.htmhttp://es.wikipedia.org/wiki/Astronomiahttp://www.astrored.net/universohttp://www.astromia.com

Enrique Teso VilarFacultad de Ciencias

��

Figura 23. Los satelites galileanos de Júpiter: Io, Europa, Ganímedes y Calixto (sonda Voyager II).


�� 163 Vida Científica

TALLER Y LABORATORIO

EXPERIMENTO HISTÓRICO

DESCUBRIMIENTO DEL NEUTRÓN

INTRODUCCIÓN

Cuando en 19191 E. Rutherford (1871-1937) descu-brió el protón, la estructura de la materia parecía sersimple si se suponía que la masa y la carga se concen-traban de forma elemental en dos partículas fundamen-tales: el electrón y el protón. Esto explicaba que la cargade cualquier núcleo resultara ser un múltiplo entero de lacarga del protón, que es la misma que la del electrónpero de signo opuesto. Además, una vez establecida laexistencia de los isótopos2, se vio que era la masa de és-tos la que resultaba ser muy cercana a un múltiplo de lamasa de protón. Bastaba entonces con suponer que elnúcleo estaba constituido por el número de protonesnecesario para explicar su masa y un número tal deelectrones que neutralizara la carga excedente igualán-dola a la carga característica de cada elemento. Por loque según esta hipótesis un núcleo de He4 (partícula α)estaría compuesto de 4 protones y 2 electrones, lo quedaba como resultado un carga (número atómico) igual a2 y un número másico de 4.

En la actualidad sabemos que esta suposición eraincorrecta y la verdadera respuesta la encontró J. Chad-wick (1891-1974) cuando en 1932 descubrió una nuevapartícula a la que denominó neutrón, término que yahabía usado Rutherford en una conferencia que impartióen 1920. Según Rutherford, esta partícula podía origi-narse en un átomo de hidrógeno en el que el electrónhabría «caído» al núcleo neutralizándolo eléctricamente.

Chadwick, después de graduarse en 1911 en la Uni-versidad de Manchester, empezó a trabajar como ayu-

dante de Rutherford. En 1914, Chadwick viajó a Berlínpara trabajar con H. Geiger (1882–1945), otro de losdiscípulos de Rutherford. No era un buen momento paraque un ciudadano inglés estuviera en Alemania, y cuan-do comenzó la primera guerra mundial, el gobierno ale-mán lo retuvo como prisionero de guerra. Chadwick fuetratado razonablemente bien, y aunque tuvo malnutri-ción, se le permitió seguir alimentando su curiosidadacadémica con lecturas y conversaciones con otros cien-tíficos, pero le prohibieron continuar con sus experi-mentos. Al final de la guerra, en 1918, Chadwick volvióa Manchester, justo en el momento en el que Rutherfordestaba trabajando en los experimentos que le llevarían aldescubrimiento del protón. En 1919 Rutherford es nom-brado Director del Laboratorio de Cavendish y Chad-wick le sigue a Cambridge, donde poco después de doc-torarse es nombrado ayudante del Director.

Chadwick estaba interesado en el «neutrón» de Ru-therford y estuvo varios años buscándolo sin éxito. En1930 algunos resultados experimentales obtenidos en elcontinente europeo, sobre choques de partículas alfa ynúcleos ligeros y la posterior producción de una ex-traña radiación, llamaron su atención y aunque no es-taba de acuerdo con la interpretación que se daba deellos, le llevaron a repetirlos con algunas modificacio-nes, realizando una correcta interpretación de los re-sultados. En 1932 anunció el descubrimiento del neu-trón, primero en «Nature»3 en una carta al Editor en laque se avanzaban sus resultados, «Posible Existente of a

�� Enseñanza

1 El experimento con el que Rutherford descubrió el protón está des-crito en el nº 6 de 100cias@uned, págs. 107-111 (2003).2 Son isótopos de un elemento químico de número Z, los distintos nu-cleidos con el mismo número de protones (mismo número atómico:mismas propiedades químicas) y con distinto número de neutrones(distinta masa atómica A: distintas propiedades nucleares).

Figura 1. Fotografía de JamesChadwick.

3 Nature, 129, 312 (27 de febrero de 1932).

��


Neutron» y posteriormente en los «Procceedings of theRoyal Society of London»4, donde se desarrollaba todo eldescubrimiento y en el que en el título desaparecía lapalabra «possible» quedando como afirmación «TheExistente of a Neutron».

ANTECEDENTES EXPERIMENTALES

En 1930, los físicos alemanes W. Bothe (1891-1957)y su discípulo H. Becker5 habían descubierto que al bom-bardear algunos elementos ligeros (particularmente beri-lio) con las partículas a, provenientes de un isótopo delpolonio, se emitían radiaciones muy penetrantes y eléc-tricamente neutras que, originalmente, pensaron queeran fotones gamma de alta energía, con un poder de pe-netración de aproximadamente 20 cm en plomo, lo que

significaba un coeficiente de atenuación6 μ ~ 0,3 cm-1.Este poder de penetración era notablemente mayor queel de la radiación gamma emitida por los elementos ra-diactivos conocidos en ese momento. Además, al deter-minar la energía de esas extrañas radiaciones, concluye-ron que ésta debería ser mayor que la energía de laspartículas alfa incidentes, lo que podía ser interpretadocomo un fenómeno de desintegración.

Posteriormente, los físicos franceses I. Joliot-Curie(1897–1956) y su marido F. Joliot7 (1900–1958) hicie-ron pasar la radiación penetrante, descubierta por Bo-the y Becker, por blancos de parafina u otros compues-tos hidrogenoides y, midiendo la ionización producidaal paso de la radiación, descubrieron que se producíanprotones de alta energía. Lo interpretaron como resul-tado de la acción de los fotones sobre los núcleos dehidrógeno de la parafina (usando una analogía con elefecto Compton8 de los fotones sobre los electrones)produciendo protones de retroceso. Este efecto habíasido observado en la interacción entre rayos X y elec-trones, pero debería ser igualmente válido para la dis-persión de rayos gamma por protones. Sin embargo, losprotones son casi 1.836 veces más pesados que loselectrones, por lo que, para arrancarlos de un sólido,serían necesarios fotones de gran energía. Otro pro-blema con esta interpretación era que, dado el númerode protones observados, habría que suponer que la pro-babilidad de colisión entre estos fotones y los protonesde la parafina era millones de veces mayor a la que seesperaría de extrapolar el cálculo válido para el elec-trón, esta probabilidad de dispersión en el caso de fo-tones de alta energía por electrones (efecto Compton)viene dada con bastante exactitud por la fórmula deKlein-Nishima9 y también debería poder ser aplicada a


Figura 2. Carta al Editor publicada en Nature, donde Chadwickadelantaba su descubrimiento de la existencia del neutrón.

Figura 3. Interpretación de Bothe y Becker sobre la emisión deradiación por Be9 después de ser irradiado por partículas alfa.

4 Procceedings of the Royal Society of London, Series A, Vol. 136, nº830, 692 (1 de junio de 1932).5 Z. f. Physik, Vol. 66, 289 (1930).

6 El coeficiente de atenuación es la probabilidad de que un fotóninteraccione por unidad de recorrido.7 C.R. Acad. Sci. Paris, Vol. 193, 1412 (1931).8 El efecto Compton había sido predicho por A. Einstein en 1905 yconfirmado por A.H. Compton en 1923. Consiste en la dispersión de unfotón por un electrón libre o débilmente ligado, en la que parte de laenergía del fotón incidente se comunica al electrón y el fotón disper-sado tiene una longitud de onda superior a la del incidente.9 Z. f. Physik, Vol. 52, 853 (1929).

la dispersión de fotones por protones, pero los resulta-dos experimentales mostraban que la probabilidad dedispersión era varios ordenes de magnitud mayor que lapredicha en la fórmula.

A Chadwick no le convencían las interpretacionesque se daban a los resultados obtenidos, por lo que sepropuso realizar unos experimentos similares y buscarun razonamiento más correcto.

EXPERIMENTO DE CHADWICK

Sistema Experimental

El sistema experimental utilizado por Chadwick con-sistía en una cámara (1) y un contador (2) conectado aun oscilógrafo. En la cámara se hacía vacío y estabaalojado el emisor alfa (una fuente de polonio) y el beri-lio (Be9). Las partículas alfa al chocar con el berilio pro-ducían un haz de la radiación desconocida, n0, cuyosefectos se examinaban con el contador. El contador eraen una pequeña cámara de ionización conectada a unamplificador, cuando se producían ionizaciones debidasa la entrada de una partícula ionizante en la cámara, és-tas eran registradas en un oscilógrafo. A la entrada delcontador se colocaba blancos de distintos materiales.

Resultados

Cuando el blanco era rico en hidrógeno, como laparafina, se emitían protones como ya había observadoel matrimonio Joliot-Curie. Para obtener la energía con

que se emitían esos protones, Chadwick utilizó un méto-do basado en la medida del alcance10 de esos protones enaluminio. Intercaló láminas de aluminio entre el blanco yel gas de llenado de la cámara de ionización y midió lavariación en la ionización que se producía al aumentar elespesor de aluminio. Llegó a la conclusión de que la ve-locidad transferida a los protones por la misteriosa ra-diación emitida por el berilio era de 3,3 × 109 cm/s, loque equivalía a una energía de 5,7 MeV. Si la emisión delos protones fuera debida a una dispersión Compton confotones, éstos deberían tener una energía de 55 MeV,pero por conservación de la energía es imposible produ-cir fotones de esa energía en un choque de partículasalfa de 5 MeV en un blanco de Be9.

Si se colocaban otros blancos a la entrada de la cá-mara de ionización (litio, berilio, boro, carbono, nitróge-no….), en todos los casos se comprobaba que se producí-an ionizaciones posteriores, que sólo podían ser causadaspor la producción de partículas ionizantes con un granpoder de ionización y que probablemente eran núcleosde retroceso de los elementos del blanco. A medida quela masa de los núcleos del blanco aumentaba, la energíaque deberían tener los fotones para producir los núcleosde retroceso tendría que ser mayor, lo que por conserva-ción de la energía no era posible.


Figura 4. Comparación del efecto Compton con electronesy con protones.

Figura 5. Esquema del sistema experimental del experimentode Chadwick.

10 La medida de alcances está descrita también en el artículo sobre eldescubrimiento del protón, nº 6 de 100cias@uned, págs. 107-111(2003).

Figura 6. Gráfica de alcances de los protones, que le sirvió aChadwick para obtener la energía con la que eran emitidos. La curvaA se obtuvo midiendo los protones producidos en el mismo sentido

que el haz incidente y la B, en sentido contrario.

LA HIPÓTESIS DEL NEUTRÓN

Quedaba claro que la radiación que producía esasemisiones de núcleos de retroceso no podía ser radiaciónelectromagnética de alta energía, ya que esta hipótesisno explicaba la probabilidad de interacción observada nila conservación de la energía. Sin embargo, si en lugarde rayos gamma se suponía que el proceso era producidopor algún tipo de partícula neutra, el neutrón, todas laspropiedades podrían ser explicadas.

La masa que se deducía en todos los casos resultabaser consistentemente la misma y aproximadamente iguala la del protón; para ello se supone que los núcleos deretroceso detectados en la dirección de la flecha de la Fi-gura 5 provienen de la colisión frontal elástica entrelas partículas que forman la radiación y los núcleos delblanco, por ejemplo, hidrógeno y nitrógeno; sus respec-tivas velocidades están determinadas por:

VH = V y VN = V

en donde m, mH y mN son las masas de las partículas dela radiación, de los núcleos de hidrógeno (protón) y ni-trógeno, respectivamente y V, VH y VN las respectivasmagnitudes de las velocidades con las que son emitidas.Dividiendo la primera de estas entre la segunda y susti-tuyendo mN = 14 mH (dato que ya se sabía), se obtiene:

� V

Chadwick midió la relación de velocidades VH//VN

(deducidas de sus medidas de alcance) y encontró queera aproximadamente de 7,0. Por lo tanto, el valor de lamasa de la partícula que iba buscando tenía que serm � 1,15 mH. Este resultado fue corroborado midiendolas correspondientes velocidades para otros núcleos deretroceso de los elementos usados como blanco en lascolisiones.

En experimentos posteriores se ha determinado que larelación VH//VN es cercana a 7,5 y se obtiene que m � mH.

Además, con este resultado se podía explicar la pro-ducción de neutrones en el berilio al ser bombardeadocon las partículas alfa. La partícula alfa es capturadapor el núcleo de Be9, lo que produce un núcleo de C12 y

la emisión de un neutrón, en lo que hoy sabemos que esuna reacción nuclear típica, y la reacción de la Figura 3es en realidad:

Be9 + He4 → C12 + n

Por conservación de la energía, teniendo en cuentaque las partículas alfa emitidas por el polonio tienenuna energía de 5,25 MeV, se obtiene que la energía conla que se emiten los neutrones no es mayor que 8 MeV, yneutrones de esa energía en su choque con núcleos dehidrógeno sí que podían producir los protones de retro-ceso observados.

Cuando Chadwick reportó sus resultados, los inter-pretó como evidencia de una nueva partícula neutra, a laque llamó neutrón, igual a la predicha por Rutherforddoce años antes. El descubrimiento de Chadwick, sinembargo, no tuvo una repercusión inmediata en la con-cepción de la estructura del núcleo, puesto que él mismoimaginaba al neutrón como un compuesto electrón-pro-tón. Posteriormente, Heisenberg mostró que el neutrónpodría no ser la combinación de un protón y un electróny se aceptó la existencia del neutrón como una partículaelemental11 constituyente del núcleo.

Por el descubrimiento del neutrón Chadwick fue ga-lardonado con el Premio Nobel de Física en diciembre de1935. En el discurso que pronunció al recibir el premioya habló del neutrón como constituyente elemental delnúcleo aunque sin dar una idea clara de la naturaleza desu interacción con el protón.

REFERENCIAS

1. J. Chadwick: «Possible Existence of a Neutron». Na-ture, 129, 312 (27 de febrero de 1932).

2. J. Chadwick: «Existence of a Neutron». Procceedingsof the Royal Society of London, Series A, Vol. 136,nº 830, 692 (1 de junio de 1932).

3. D. Lincoln: «Undestanding the Universe: from quarksto the Cosmos». World Scientific (2004).

Amalia Williart TorresDpto. Física de los Materiales

2mm + mH

2mm + mH

VH

VN

mm + mH

��

11 En la actualidad sabemos que el neutrón no es una «partícula ele-mental» en el estricto significado del término, ya que está compuestapor quarks que sí que serían partículas elementales.




EXPERIMENTO CASERO

UN ESPECTROSCOPIO CASEROPARA OBSERVAR LAS LÍNEASDE FRAUNHOFER

INTRODUCCIÓN

La Espectroscopía es una técnica fisicoquímica quepermite conocer la estructura de los átomos y de lasmoléculas a partir de las imágenes que se obtienen a tra-vés de dos fenómenos ópticos: la refracción de la luz porun prisma o la difracción a través de una red. Estasimágenes se conocen desde la época de Newton con elnombre de espectro («alma») de la luz.

A partir de los espectros de fuentes luminosas (porejemplo, el Sol, una vela, una lámpara incandescente, untubo fluorescente, …) se puede determinar la estructurade los átomos de que están compuestas, es decir, pode-mos conocer sus niveles atómicos, las energías de dichosniveles, las posibles transiciones, … Cada átomo tiene unespectro típico que lo identifica como si fuera su códigode barras.

Como contribución a la divulgación de la Ciencia enel Año Internacional de la Astronomía, hemos diseñadoun sencillo espectroscopio con una rendija estrecha, unalente convergente y una red de difracción, con el que he-mos podido observar los espectros de emisión de diversaslámparas (H, He, Na,…) en el laboratorio y las líneas ne-gras de absorción del espectro del Sol, conocidas comolíneas de Fraunhofer.

La comparación de las líneas de los espectros deemisión (de colores brillantes) con las líneas negras delos espectros del Sol y de otras estrellas, permite detectarla existencia de los elementos químicos presentes en lasatmósferas estelares.

ANTECEDENTES HISTÓRICOS

Newton, en 1666, utilizando el fenómeno de la re-fracción en un prisma de vidrio realizó su famoso expe-

rimento de descomposición de la luz blanca procedentedel Sol en colores, a lo que denominó su espectro (1). Enla Figura 1 puede verse un ejemplo: la luz entra en elprisma por la derecha, se refracta y se refleja en sus ca-ras, y se transmite al exterior, recogiéndose el espectrosobre una hoja de papel blanco.

En 1814, el físico alemán Fraunhofer observó unaslíneas oscuras sobre el espectro del Sol. Estas líneas fue-ron interpretadas posteriormente, en 1859, por los físicosalemanes Bunsen y Kirchhoff, dando nacimiento a unatécnica de análisis de la composición de la materia queha revolucionado la Ciencia del siglo XX: la Espectros-copía. En la Figura 2 se puede ver el dibujo original deFraunhofer en el que señala las líneas negras más im-portantes.

Bunsen y Kirchhoff atribuyeron estas líneas a la ab-sorción de la luz solar por los átomos de su atmósfera. Laidentificación la realizaron asumiendo que cuando losátomos se encuentran en forma de vapor (átomos libres)absorben y emiten luz en las mismas frecuencias. Es decir,cuando en el laboratorio quemamos sodio con el mecherode Bunsen aparece una luz amarilla: emisión de su famo-so doblete amarillo. Inversamente, si enviamos luz blancasobre vapor de sodio, éste absorbe la radiación amarilla delespectro. Esto es lo que pasa en la atmósfera solar. Existenátomos de sodio que absorben dicha radiación y por elloobservamos una línea negra doble en el lugar del espectrosolar correspondiente al doblete amarillo. La presencia deesta línea negra nos indica que existe sodio en la atmós-fera solar. Lo mismo sucede con muchos otros elementos(hierro, hidrógeno, manganeso, ...).

La Espectroscopía ha seguido desarrollándose espec-tacularmente a lo largo de todo el siglo XX y las nuevastécnicas de detección nos permiten disponer de espectrosmuy precisos tanto del Sol, de estrellas muy lejanas,...,como de substancias en el laboratorio. Un ejemplo es elmagnífico espectro visible del Sol proporcionado por laNASA (ver Figura 3). El final de cada fila horizontalempalma con el principio de la fila siguiente y nos pro-porciona una visión muy amplia del espectro solar conuna gran cantidad de líneas negras, líneas que nos per-miten identificar los elementos químicos que se encuen-tran en la atmósfera solar.

��

��



OBTENCIÓN DE ESPECTROS MEDIANTE UNARED DE DIFRACCIÓN

Una red de difracción está constituida por un núme-ro grande de rendijas paralelas (líneas), coplanares, de

anchura muy pequeña, con sus centros alineados. La se-paración a entre dos rendijas contiguas es constante ymucho mayor que su anchura. A la distancia a se le de-nomina constante de la red (2-3). Las redes utilizadaspara el análisis del espectro visible tienen una constantede unas pocas micras (μm).

En la Figura 4 se muestra el esquema de un espec-trómetro de red (4). La luz que proviene de la lámpara(Sol, estrella,...) cuyo espectro se quiere estudiar se hacepasar por una rendija limitadora. El observador mira através de una red, paralela a la rendija de entrada y si-tuada a una distancia D de la misma. En la Figura 5 seindica un ejemplo de lo que se observa a través de la redcuando la fuente luminosa es un tubo de descarga de he-lio (He).

La parte central del espectro corresponde al ordencero de la figura de difracción y es la imagen directa deltubo de descarga. A derecha e izquierda vemos imágenesdel tubo en diferentes colores que corresponden al pri-mer orden de difracción. Este primer orden contiene las

��

Figura 1. Sir Isaac Newton (1642-1727) y la descomposición de la luz del Sol al atravesar un prisma de vidrio.

Figura 2. Líneas negras de Fraunhofer (1787-1826).

Figura 3. Espectro solar proporcionado por la NASA.Imagen astronómica del 23 de abril de 2006 del

Observatorio Solar McMath-Pierce.(http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap060423.html).

líneas de emisión del espectro del He separadas unas deotras. Si pudiéramos extender la imagen a derecha e iz-quierda, observaríamos más órdenes de difracción con lasmismas líneas, cada vez más separadas entre sí y demenor intensidad. Estos órdenes corresponden a lo quese denomina máximos principales de difracción. En laFigura 6 puede verse un esquema de la distribución deintensidad debida a la difracción producida por una redpara una sola longitud de onda. Los picos más pronun-ciados son los máximos principales que representan losórdenes de difracción anteriormente mencionados. Lospicos pequeños que aparecen entre medias correspondena máximos secundarios, cuya intensidad disminuye enor-memente cuando aumenta el número N de rendijas ilu-minadas.

La teoría de la difracción, basada en el principio depropagación de Huygens-Fresnel, proporciona el perfil deintensidad y las posiciones angulares de sus máximosprincipales1. Éstas obedecen a la siguiente expresión:

sen θm = m ; m = 0, ±1, ... [1]

donde θm es el ángulo de difracción correspondiente almáximo principal de orden m para la longitud de onda λ(ver Figura 4).

En la Tabla I se muestra un ejercicio de aplicación dela difracción producida por una red para cuatro longitu-des de onda del espectro visible. Se ha utilizado una redde a = 3,33 μm, que corresponde a 300 líneas (rendi-jas)/mm.

En este caso, para una variación de 220 nm en lalongitud de onda, hay 4º de variación en el ángulo dedifracción en el primer orden y 8º en el segundo. Estavariación es un orden de magnitud mayor que la que seobtiene para el caso de la refracción por un prisma. Sinembargo, hay que señalar que la intensidad que se ob-tiene a la salida de un prisma es mucho mayor que laque se obtiene con una red de difracción. Dependiendodel espectro concreto a estudiar, se utiliza un dispositivode prisma o de red.

Por otra parte, para poder separar líneas muy próxi-mas, como por ejemplo el doblete amarillo del sodio,debemos tener en cuenta el poder de resolución de losdispositivos. El poder de resolución R está definido comoel cociente entre la longitud de onda λ y la diferenciamínima Δλmin entre longitudes de onda que pueden serseparadas, que en el caso de las redes está relacionadocon el orden m de difracción y el número N de rendijasiluminadas:

λa


Figura 4. Esquema simplificado de un espectrómetro de red.

Figura 5. Espectro de un tubo de descarga de He obtenidoa través de una red.

Figura 6. Perfil de la intensidad producida por una red de difracciónpara luz monocromática (la línea de trazo discontinuo corresponde al

perfil de la difracción de una sola rendija de la red).

1 Los interesados en el desarrollo matemático del fenómeno de la di-fracción de la luz pueden consultar, por ejemplo, el libro «Óptica» de E.Hecht. Ed. Addison-Wesley Iberoamericana, 2000.

TABLA 1. SEPARACIÓN ANGULAR PARA LOS MÁXIMOSDE ORDEN 1 Y 2

Color λ (nm) θm = 1 θm = 2

Azul 430 7,41º 14,95º

Verde 500 8,63º 17,46º

Amarillo 590 10,20º 20,73º

Rojo 650 11,24º 22,95º

R = = mN [2]

Con el mismo número N de rendijas iluminadas,cuando aumenta el orden m de difracción disminuye laseparación mínima Δλmin que se puede resolver. Ahorabien, como disminuye la intensidad al aumentar m, esnecesario buscar un equilibrio entre el aumento del po-der de resolución (efecto que favorece la observación) yla disminución de la intensidad (efecto que la limita).

Con ayuda de una cámara digital y colocando justodelante de su objetivo una red de difracción de unas500 líneas/mm se pueden obtener los espectros del Sol,de la Luna y, con ayuda de un telescopio, de Júpiter,Marte, ... En la Figura 7 se encuentran los espectros delSol y de la Luna. Como puede verse, ambos espectrosson similares, lo que quiere decir que se trata de la mis-ma fuente luminosa. La Luna refleja esencialmente laluz que le llega del Sol, no tiene luz propia. (Si se logranobtener espectros de los planetas, se puede comprobarque son similares al del Sol.) En estas imágenes no seobservan las líneas negras de Fraunhofer porque el poderde resolución del sistema de detección no es suficientepara esta observación.

DESCRIPCIÓN DE NUESTRO ESPECTROSCOPIO

En un extremo de un tubo cilíndrico2 hemos coloca-do una rendija estrecha (de aproximadamente 0,2 mm),construida con dos hojas de afeitar yuxtapuestas mon-tadas sobre el marco de una diapositiva (ver Figura 8).

A continuación se coloca una lente convergente de 35cm de distancia focal, con su plano focal objeto sobre elplano de la rendija. De esta manera, toda la luz que entraen el tubo por la rendija, se difracta y, después de atra-vesar la lente, sale paralela al eje del sistema.

Tras la lente, una red de unas 500 líneas/mm recogela luz que incide sobre ella perpendicularmente y produ-ce el fenómeno de la difracción (ver Figura 9). Como to-dos los rayos (luz blanca) inciden con el mismo ángulosobre la red, todos los rayos difractados de la mismalongitud de onda (mismo color) salen paralelos. Si acer-camos nuestro ojo a la red, vemos a derecha y a iz-quierda los órdenes de difracción que caracterizan los es-pectros así obtenidos. La lente convergente de nuestrocristalino forma parte del sistema óptico: todos los rayosque llegan a él paralelos alcanzan un mismo punto en laretina (ver de nuevo el esquema de la Figura 9). En la Fi-gura 10 puede verse el espectroscopio montado con unalámpara.

λΔλmin


Figura 7. Espectros del Sol y de la Luna, obtenidos con una cámaradigital y una red de difracción de 500 líneas/mm.

2 Nosotros hemos utilizado como tubo el de un telescopio (despiezado)de montura azimutal (horizontal), de fácil y barata adquisición encentros comerciales en época navideña. Nuestro tubo ha sido adquiri-do como un resto incompleto por 1 €.

Figura 8. Fotografía de la rendija de entrada utilizadaen nuestro espectroscopio.

Figura 9. Esquema de nuestro espectroscopio.

Para poder determinar las longitudes de onda de laslíneas espectrales lo primero que tenemos que conoceres la anchura de la rendija de entrada y el número de lí-neas por unidad de longitud de la red. En el apartadosiguiente indicamos cómo se pueden abordar estas de-terminaciones, lo que constituye el calibrado del espec-troscopio.

CALIBRADO DEL ESPECTROSCOPIO

Determinación de la anchura de su rendija deentrada

Para determinar la anchura b de la rendija dispone-mos de un pequeño láser de He-Ne rojo, de longitud deonda perfectamente conocida ( λ = 632,8 nm), y proce-demos como se indica en la Figura 11 [5].

Sobre la rendija incide perpendicularmente el rayoláser y se recoge el espectro de difracción que se muestraen la Figura 12 sobre una pantalla situada a una distan-cia D de la misma.

Los mínimos de difracción de orden m aparecen adistancias dm que cumplen las siguientes relaciones3:

sen θm = m ⇒ b = m [3]

De la geometría de la Figura 11 se deduce el valordel sen θm:

sen θm = m ⇒ b = m λ [4]

Para m = 1, tenemos:

b = λ [5]

En nuestro caso, D = 1 m, d1 = 3,16 mm y λ =632,8 nm, con lo que la anchura b de la rendija resultaser de 200 μm. Además, para garantizar el paralelismo delos bordes de la rendija, como su altura es de unos 2 cm,debe hacerse esta determinación a varias alturas (arriba,en medio y abajo) para corregir el posible defecto.

Determinación del número de líneas pormilímetro de la red de difracción

En el mismo montaje de la Figura 11, se substituye larendija por la red. Sobre la pantalla se observa el espectrode difracción que se indica en la Figura 13. Los puntosbrillantes corresponden a los máximos principales de di-

λb

λsen θm

dm

√D2 + d2m

√D2 + d2m

dm

√D2 + d21

d1


Figura 10. Espectroscopio de fabricación casera.

Figura 11. Esquema del montaje experimental para la determinaciónde la anchura b de la rendija de entrada del espectroscopio.

Figura 12. Espectro de difracción producido por unarendija de anchura b.

3 Ver el libro «Óptica» de E. Hecht, anteriormente mencionado.

fracción. Sus distancias dm al punto central de la pantallaverifican la ecuación [4] donde se sustituye b por a. De lamisma manera se calcula a a partir de la geometría delsistema [5]. Para D = 1 m, d1 = 33,58 cm y λ = 632,8 nm,a resulta ser de 1,988 μm, o lo que es lo mismo, la redtiene 503 líneas/mm.

Determinación del poder de resolución:

Por otra parte, para determinar el poder de resolucióndel espectroscopio necesitamos conocer el número N derendijas iluminadas, ver ecuación [3]. En nuestro casoparticular, para calcular N, número de rendijas ilumina-das por el máximo central del espectro de difracciónproducido por la rendija de entrada, tenemos que teneren cuenta cómo es este espectro. La mancha central tie-ne la distribución que se indica en la Figura 14. Corres-ponde a una función sinc2.

Como no es una función de tipo rectángulo, es decir,la red no recibe la misma intensidad de luz en todossus puntos, tenemos que elegir un criterio en el que ga-ranticemos que la iluminación de la red es prácticamen-te uniforme. Entre los posibles criterios hemos elegido el

de tomar en consideración solamente los puntos del má-ximo central cuya intensidad es igual o superior al 50%del valor máximo. En estas condiciones, la anchura delhaz que cumple este requisito es de 0,77 mm y, por lotanto, el número N de rendijas iluminadas es de 385.Substituyendo este valor en la ecuación [3], el poder deresolución de nuestro espectroscopio de red en el primerorden de difracción (m = 1) resulta ser de 385. Es decir,para λ = 500 nm la separación mínima Δλmin que pode-mos resolver es de 1,3 nm. No podemos resolver el do-blete amarillo del sodio, cuyas líneas están separadas0,6 nm (λ1 = 589,0 nm y λ2= 589,6 nm), pero sí podemosver líneas espectrales cuya separación en longitudes deonda sea superior al nanometro.

OBTENCIÓN DE ESPECTROS

Además de hacer la observación a simple vista, esconveniente tomar fotografías de los espectros con unacámara digital; es preciso que permita el uso manual desus funciones (enfoque, apertura, velocidad de obtura-ción, etc…). En nuestro caso hemos utilizado una cáma-ra Nikon Coolpix P90. En la Figura 15 puede verse unacomposición con los espectros obtenidos para (de arribaabajo) el Sol, un tubo de descarga de hidrógeno, un tubode helio, otro de sodio y dos láseres de He-Ne, uno rojo(632,8 nm) y otro verde (543,5 nm).

En la parte izquierda de la figura se han hecho coin-cidir los órdenes m = 0 de todas las fuentes luminosas.En la parte derecha se pueden observar los espectroscorrespondientes al orden m = 1. En el espectro del Solse observan unas líneas negras, las líneas de Fraunhofer,que se corresponden con algunas líneas de emisión de laserie de Balmer del átomo de hidrógeno (α y β) y con eldoblete amarillo del sodio.

Una vez realizadas las fotografías de los espectrosobservados a través del espectroscopio, se puede llevar acabo el análisis y posterior interpretación de los mismos.Para ello es preciso el empleo de software de edición yde análisis y procesamiento de imágenes para la obten-ción de curvas de intensidad a lo largo de cualquier seg-mento seleccionado. En nuestro caso, hemos utilizadoPhotoShop para la edición y MatLab para el procesa-miento, aunque el empleo de software gratuito es unaopción igualmente válida4. En la Figura 16 hemos repre-


Figura 13. Espectro de difracción producido por una red.

Figura 14. Distribución de intensidad producida por una rendija.

4 Otros programas para el procesamiento de espectros son: SciLab,Visual Spec, SpcAudace, SpIRIS, ...

sentado los perfiles de intensidad de los tres espectrosmencionados en el párrafo anterior. Pueden verse lascoincidencias de las líneas de absorción (hendiduras) enel espectro del Sol con las líneas de emisión (picos) delos espectros del hidrógeno y del sodio.

ANÁLISIS DE UN EJEMPLO

Una vez caracterizado nuestro espectroscopio y co-nocido el procedimiento de medida vamos a utilizarlopara determinar las longitudes de onda de las líneas es-pectrales Hα y Hβ de la serie de Balmer del átomo de hi-drógeno, a partir de dos longitudes de onda conocidas,por ejemplo, de dos láseres de He-Ne comúnmente utili-zados en el laboratorio, uno rojo (λ = 632,8 nm) y otroverde (λ = 543,5 nm).

El procedimiento a seguir es el siguiente: hacemos in-cidir sobre la rendija de entrada de nuestro espectroscopiosimultáneamente la luz procedente de los láseres rojo yverde y de la lámpara de vapor de agua que emite la seriede Balmer del átomo de hidrógeno. Disponemos la cáma-ra digital de manera que podamos recoger el espectro dedifracción en el orden m = 1 (ver imagen de la Figura 17).Según las ecuaciones [4] y [5], los máximos de primer or-den para cada una de las longitudes de onda apareceránpara los siguientes ángulos de difracción:

sen θi = m (con i = 1, 2) [6]

donde a es la constante de la red.A partir de la función seno podemos conocer la tan-

gente del ángulo de difracción, que está relacionada conlas distancias l1 y l2 de cada línea al centro del espectro ycon la distancia D de la red al plano de observación:

tg θi = (con i = 1, 2) [7]

Por otra parte, de la fotografía obtenemos la dis-tancia l2 – l1 entre las líneas espectrales5, que podemosrelacionar con la distancia D y con las tangentes de losángulos de difracción de la siguiente manera:

l2 – l1 = D (tg θ2 – tg θ1) [8]

Lo único que desconocemos de esta expresión es ladistancia D.6 Despejando, obtenemos su valor. Repetimosel proceso con las líneas Hα y Hβ de la siguiente manera:

li – l1 = D (tg θi – tg θ1) ⇒ tg θi = + tg θ1

(con i = α, β)

λi

a

liD

li – l1D


Figura 16. Perfiles de intensidad de los espectros del Sol, delhidrógeno y del sodio.

Figura 15. Espectros del Sol, los tubos de descarga de hidrógeno,helio y sodio y de dos láseres de He-Ne (rojo y verde), obtenidos con

una cámara digital y nuestro espectroscopio.

5 Para la ampliación concreta de la fotografía utilizada.6 Para la misma ampliación concreta de la fotografía utilizada. Nóteseque es necesario disponer de dos longitudes de onda de referencia, por-que lo que utilizamos es la distancia entre las líneas y no las distanciade cada línea al centro.


Conocidas las tangentes de los ángulos de difraccióncorrespondientes a las líneas Hα y Hβ determinamos susrespectivos senos, y a partir de ellos, las longitudes deonda buscadas:

λi = a sen θi (con i = α, β) [10]

En el caso que nos ocupa, para determinar con pre-cisión las posiciones de las líneas hemos utilizado elcursor del programa PhotoShop, pero podría utilizarsecualquier otro programa o procedimiento de medida. Losvalores obtenidos para las líneas Hα y Hβ se muestran enla Tabla II, donde se comparan con los proporcionadosen la literatura. Como puede verse, la diferencia es muypequeña, lo que pone de manifiesto que a pesar de ser elespectroscopio propuesto un dispositivo muy elemental,como conocemos con mucha precisión las longitudes deonda de los láseres utilizados, pueden obtenerse valoresmuy buenos de magnitudes extremadamente pequeñascomo son las longitudes de onda del espectro visible.

CONCLUSIONES

La construcción del espectroscopio, así como los expe-rimentos cualitativos y cuantitativos que proponemos, sonde fácil realización y se pueden llevar a cabo desde losprimeros cursos universitarios introductorios de Física (4-5).

El espectroscopio es muy versátil, dependiendo delnivel de conocimientos científicos de los estudiantes quelo utilicen. De manera cualitativa, se puede poner enevidencia la importancia de la Espectroscopía en el de-sarrollo de la Física y de la Química a lo largo del sigloXX. Desde el estudio de los átomos en el laboratoriohasta la identificación de los átomos presentes en las at-mósferas estelares, lo que ha permitido asegurar que lavida en la Tierra ha surgido de los materiales estelares.

De manera cuantitativa, se pueden determinar conbastante precisión las longitudes de onda de lámparasespectrales. Sin embargo, la resolución del dispositivo noes suficiente para separar algunos dobletes como, porejemplo, el doblete amarillo del sodio.

Por último, se puede utilizar como elemento motiva-dor en la enseñanza de la Ciencia: la Espectroscopía hasido fundamental en el avance de la Astrofísica, puesgracias a sus resultados se han podido determinar elmovimiento de las galaxias y de las nebulosas, la cons-tante de Hubble,…, y un largo etcétera.

BIBLIOGRAFÍA

1. Sir Isaac Newton: Óptica o Tratado de las reflexiones,refracciones, inflexiones y colores de la luz (Intro-ducción, Traducción, Notas e Índice Analítico de Car-los Solís). Ediciones Alfaguara, S.A., Madrid (1977).ISBN: 84-204-0304-0.

2. E. Hecht: Óptica. Capítulos 4 y 10. Ed. Addison-Wes-ley Iberoamericana, S.A., 3ª edición, Madrid (2000).ISBN: 84-7829-025-7.

3. C. Carreras Béjar, A. Fernández-Rañada, J.J. García-Sanz y M. Yuste Llandres: Física Básica 2. Capítulo18. Alianza Editorial, Serie: El libro de Bolsillo, nº1823 (Madrid, 1997). ISBN: 84-206-0823-8.

4. C. Carreras y M. Yuste: Una forma sencilla y natural deiniciar a los estudiantes en la Física Cuántica: obtencióny análisis de algunos espectros atómicos. Óptica Pura yAplicada, 21(2), 167-177 (1988). ISSN: 0030-3917.

5. Carmen Carreras Béjar: El trabajo experimental en laenseñanza de la Física. Revista Española de Físi-ca, 20(2), 53-61 (2006). ISSN: 0213-862X.

Manuel Yuste Llandres, Carmen Carreras Béjary Juan Pedro Sánchez-Fernández

Dpto. Física de los Materiales

��

Figura 17. Espectros de primer orden de una lámpara de vapor deagua (líneas Hα y Hβ de la serie de Balmer del átomo de hidrógeno)

y de dos láseres de He-Ne (rojo y verde).

TABLA 2. LONGITUDES DE ONDA DE LAS LÍNEAS ESPECTRALESHα Y Hβ DE LA SERIE DE BALMER DEL ÁTOMO DE HIDRÓGENO

Líneaespectral

λ (nm)(%)

Determinada Literatura

Hα 655,15 656,28 0,2

Hβ 484,72 486,13 0,3

�� 175 Vida Científica


TALLER DE MATEMÁTICAS

LABORATORIO DE MATEMÁTICAS VÍAINTERNET: UN RECURSO INACABADO

Al lector le sorprenderá la numeración de los apar-tados de este trabajo, y la ubicación de cada apartadodentro del conjunto. Si hemos optado por presentar pri-mero el apartado 5 es para mostrar el contenido tecno-lógico, a modo de escaparate, y que el lector decida sieste trabajo tiene suficiente interés como para leer la fi-losofía educativa en el que se sustenta. Sin duda, unalectura adecuada debería seguir el orden natural de apar-tados, y así lo sugerimos.

5. EL ENTORNO DE EXPERIMENTACIÓN CONGRÁFICAS DE FUNCIONES

Todo a lo que se alude en los apartados 1-4 debe su-gerir, más o menos, al lector la seriedad que debe apli-carse en los procesos de innovación docente al emplearlaboratorios virtuales. No se puede llegar a pensar queuna herramienta virtual es una herramienta educativapor sí misma. Negamos como innovación docente lasimple novedad de utilizar, sin control educativo, un la-boratorio virtual.

Si el laboratorio se emplea en procesos de enseñan-za no presencial los controles deben ser más rigurosos,puesto que las dificultades didácticas en las que puedecaer cualquier alumno suelen ser indetectables en la en-señanza a distancia, mientras que en la enseñanza pre-sencial se detectan en un corto plazo de tiempo.

Procedemos a mostrar una ejemplificación que per-mita al lector entender las consideraciones previas queson formuladas en los restantes apartados de este traba-jo. Nuestro objetivo es hacer visible algunos módulos in-dependientes con el fin de presentar algunas situacionesde simulación aproximada. No describiremos el protoco-lo de uso, ni siquiera lo insinuaremos, para que cadaprofesor idee la utilización del laboratorio según su pro-pio interés y el de sus alumnos. Si esto es así, el profesor

hace suya la aplicación informática que se instancia encada laboratorio. La colaboración de profesores con elautor no sólo no queda descartada si no que sería bien-venida.

El objetivo en este caso es: El estudio de la gráficade algunas funciones reales de variable real.

Ya se ha mencionado que los módulos son indepen-dientes, es decir, no es necesario desarrollar uno antes dedesarrollar otro, aunque si es conveniente hacer una uti-lización secuencialmente de módulos desde un punto devista educativo. Todos los módulos presentan caracterís-ticas comunes con el fin facilitar la manipulación de losobjetos presentes en la pantalla de cada módulo. Éstasson:

— Cada módulo se inicia presentado el título y uncuadradillo de selección, Menú Principal, quepermite hacer visible el menú principal del mó-dulo, mediante su marcado.

— Al desmarcar el cuadradillo del menú principaldesaparecen las opciones de éste. Esto permiteno entorpecer el seguimiento visual de cada ex-perimentación.

— Cada una de las opciones del menú principal decualquier módulo habilita, mediante el marcadodel algún cuadradillo de selección, un submenú oalguna acción gráfica o textual.

�� Enseñanza

��


— El título y los créditos se ocultan al desmarcar elcuadradillo Título del menú principal.

— La función objetivo del estudio de cada módulo eselegida por el usuario sin tener que teclear nada.Esta función está constituida por una o dos fun-ciones auxiliares cuyas expresiones son modifi-cables. Además, se puede hacer visible la gráficade cada una de las funciones auxiliares.

— Las gráficas de las funciones auxiliares son visi-bles o no, aunque inicialmente están ocultas. Lomismo ocurre con sus expresiones algebraicas.Esta operatividad permite diseñar prácticas que sebasen en establecer relaciones oportunas de lasfunciones auxiliares con la función principal.

— Para cada función auxiliar se utiliza un color,tanto para su expresión como para su gráfica.

Un color distinto para cada función auxiliar ydistinto del de la función principal (color negro).

— El submenú correspondiente a una función auxi-liar se escribe con letra del mismo color que lagráfica. Esta característica persigue que identifi-que todo lo concerniente a una función con uncódigo de color.

— Las funciones auxiliares de aquellos módulos quelas utilizan son funciones polinómicas. Inicial-mente, todos los coeficientes de una función au-xiliar son nulos.

— Un coeficiente puede, y debe, ser modificado alactuar sobre un deslizador cuyo desplazamientoestá acotado en un intervalo [-a,a]. Este desliza-dor tiene un nivel de sensibilidad de dos decima-les.

— Los deslizadores relativos a una función puedenquedar visibles aunque las opciones de los menúsestén ocultas. Esto posibilita experimentar confunciones de gráficas similares y comprobar al-gunas variaciones gráficas significativas.

— El índice de la raíz empleada en los módulos defunciones irracionales varía según la posición deun deslizador. Inicialmente, el índice de raíz esdos y toma valores enteros en el intervalo [2,20].Este deslizador puede estar visible aunque las op-ciones de los submenús estén ocultas.

5.1. Módulo 1: Función polinómica

Este módulo está dedicado a presentar gráficas de fun-ciones polinómicas de grado menor que ocho, es decir,aquella gráfica de función cuya expresión es un polinomio.


La opción Coeficientes de la función del menú ini-cial permite activar los deslizadores que se usan para va-riar los coeficientes del polinomio.

Sólo si la opción Gráfica de la función está marcadaes posible ver la gráfica de la función. Esto mismo suce-de con la expresión de la función, pues para que ésta seavisible se marca la opción Expresión de la función.

La opción del menú principal Factores de escalahabilita un menú que posibilita modificar el factor de es-cala tanto para los valores en los que se calcula la fun-ción, donde x es sustituida por x/p1, como la escala quese le aplica a la gráfica, donde se muestra e1 f (x) en lu-gar de f (x). Esto se ejecuta sin hacer uso de cambios deescala en los ejes coordenados. Esta opción permite desa-rrollar una práctica en la cual la apariencia gráfica semantiene aunque se modifiquen dichos factores.

Todas las opciones y herramientas del módulo pue-den ser visibles al mismo tiempo, si bien, la ventanapuede quedar muy cargada información.

5.2. Módulo 2: Función racional

Este módulo es el correspondiente al estudio de lasgráficas de funciones racionales, es decir, aquellas fun-ciones cuyas expresiones son un cociente de dos funcio-nes polinómicas de grado menor que cinco.

Las opciones Función numerador y Función de no-minador del menú inicial permite activar los submenúscorrespondiente a las funciones auxiliares numerador ydenominador. Con las opciones de estos submenús se ha-bilitan los deslizadores para modificar los coeficientes decada polinomio y hacer visible la correspondiente gráfica.



Las opciones Gráfica de la función y Expresión dela función actúan de la misma forma que las descritas enel módulo anterior, si bien, en este caso tratan la funciónracional definida.

Es posible dejar visibles los deslizadores, sin nadamás, para poder experimentar con familias de funcionesracionales.

5.3. Módulo 3: Función raíz de un polinomio

En este módulo se tratan las gráficas de funcionesdefinidas por la raíz de una función polinómica de gradomenor que ocho. Inicialmente, el índice de la raíz esdos.

La opción Función radicando del menú inicial per-mite activar un submenú donde se habilitan los desliza-dores de modificación de coeficientes. También permiteactivar la visualización de la gráfica de la función auxi-liar.

La opción Variar índice de la raíz permite hacervisible el deslizador que posibilita la variación de dichoíndice.

��

La opción Gráfica de la función actúa de formaanáloga que en módulos anteriores, si bien, en estecaso se trata la función irracional con radicando poli-nómico.

Si se dejan visibles los deslizadores únicamente, sefacilita el diseño de experimentos con familias de fun-ciones irracionales. También se pueden tener visibles to-das las opciones y herramientas del módulo, aunque laventana del laboratorio pueda quedar muy cargada deinformación.

5.4. Módulo 4: Función raíz de una funciónracional

Este módulo se dedica al estudio de las gráficas defunciones definidas por la raíz de una función racional.En este caso las funciones numerador y denominadortienen las mismas restricciones que en el módulo 2, esdecir, son dos funciones polinómicas de grado menorque cinco.

La opción Función radicando del menú inicial per-mite activar las opciones Función numerador y Funcióndenominador para tratar con las funciones auxiliaresnumerador y denominador, y posibilitar el ver la gráficadel radicando.

Las restantes opciones operan de forma similar a lasde igual nombre existentes en módulos anteriores.



La opción Variar índice de la raíz permite hacervisible el deslizador que posibilita la variación de dichoíndice.

5.5. Un ejemplo de utilización

El reto que se quiere visualizar es: «Valore medianteuna estrategia gráfica el posible valor de la expresión:

lim √n. »n→�

En esencia, consiste en dibujar la función f (x) = x,como función radicando,

y analizar la gráfica de las funciones de expresión f (x) =n√—x, para estimar el conjunto de valores [lim

n→�

n√—x, n ∈ N],

y determinar inf [limn→�

√—x, n ∈ N].

1. INTRODUCCIÓN

Dar respuesta a tres preguntas básicas constituye el pro-blema esencial de todo profesor: ¿Cómo se aprende?, ¿endónde se aprende? y ¿cuándo se aprende? Poder formularuna respuesta coherente obliga a determinar una estrategiaque se basa en el desarrollo secuencial de actuaciones didác-ticas. Ahora bien, de cualquier respuesta didáctica emergenotras tres nuevas preguntas: ¿Cómo se enseña?, ¿en dónde seenseña? y ¿cuándo se enseña? Este conjunto de seis pregun-tas establece el marco inicial de referencia para cualquiertrabajo educativo. Desarrollar un laboratorio, catalogado devirtual, accesible vía red para uso educativo no libera a suconstructor de dar respuesta a las preguntas anteriores.

Disponer de un laboratorio remoto, con el cual cual-quiera puede interactuar, establece un entorno más omenos experimental, que palía la dificultad de acceso ala experimentación directa. Ahora bien, un experimentoen vivo, realizado en un laboratorio real requiere esta-blecer ciertas normas de seguridad. Esto es así puestoque en el transcurso de la experimentación se puedenproducir daños físicos que pueden ser irreparables. En loslaboratorios virtuales no se producen tales daños físicos,pero no disponer de ciertas normas de utilización, me-diante un protocolo claro, o no seguir ese protocolo deexperimentación puede generar daños educativos quepueden ser irreparables en la práctica.

Aprender corresponde a una acción del individuo yla experimentación es una vía para aprender. Parece quefavorecer la experimentación del individuo asegurandola ausencia de daños físicos es suficiente para modificar«adecuadamente», o favorecer, el aprendizaje. Ahorabien, si se disponen de recursos suficientes con los queexperimentar y cada individuo tiene acceso a ellos, cabe

��

preguntarse: ¿Por qué se enseña? La respuesta es inme-diata y corresponde a un «instinto vital» de toda sociedadcomo ente vivo que es. Una sociedad, o un grupo social,no es una simple unión de individuos, pues ésta se basaen el conjunto de interrelaciones de sus componentes ylas relaciones con otras sociedades.

Una sociedad que no desee desaparecer en pocotiempo debe perpetuar sus principios fundacionales, porun lado, y adaptarse adecuadamente a las sociedadesvecinas con las que se relaciona, por otro. Éstas sonobligaciones vitales, por ello se establece máxima prio-ridad a los procesos de enseñanza de los principios bási-cos a las nuevas generaciones que emergen en el senosocial. Esto obliga que la enseñanza se adapte en todoinstante al momento histórico del entorno social.

En general, los principios básicos suelen ser expresa-bles en términos de conocimientos tanto generales comoespecíficos y de la utilización práctica de estos conoci-mientos. Podemos destacar como ejemplo la necesidadexistencial de la adquisición del conocimiento relativo alecosistema que tienen los individuos de los grupos socia-les indígenas del Amazonas para asegurar la supervivenciadel grupo, así como el empleo de dicho conocimiento.

El conocimiento relativo a una sociedad complejacomo las sociedades modernas no es acumulable en unindividuo, por ello se requiere actuar sobre todos losnuevos miembros con el fin de minimizar pérdidas delconocimiento de una a otra generación. Si bien existenmecanismos tecnológicos suficientes para asegurar elalmacenamiento de esos conocimientos, no es menoscierto que dichos conocimientos no se transforman ensabiduría si no existen individuos que los empleen. Lafalta de utilizadores genera pérdidas prácticas que enalgunos casos no son sustituibles por otras prácticas, yhay que redescubrirlas cuando se vuelvan a necesitar.

Aun asegurando la aplicación un considerable es-fuerzo económico y humano a la enseñanza, no siemprese genera el aprendizaje necesario para no depender delcambio generacional. Esto depende en gran medida de laactitud de los individuos y de la algorítmica aptitudinalque se haya empleado en el proceso de enseñanza.

Hemos obviado la referencia a cuestiones como:¿qué se aprende?, ¿qué se enseña?, ¿para qué se apren-de? y ¿para qué se enseña? Pues es tarea de cada gruposocial y de cada individuo marcar sus objetivos específi-cos en la medida que responden a sus deberes sociales.En este artículo tan sólo afrontamos parte del conoci-miento matemático como objetivo social.

2. DIFICULTADES EN EL APRENDIZAJE Y ENLA ENSEÑANZA DE LAS MATEMÁTICAS

La capacidad del individuo es sin duda un factorimportante a la hora de producirse aprendizaje mate-mático. ¿Quién aprende? Podemos decir que aprendematemáticas quien está preparado para aprender másque quien quiere aprender. Sin duda, querer acceder a es-tos conocimientos es una condición necesaria para quese produzca su aprendizaje.

La sólida belleza de las Matemáticas no es un factordesencadenante del aprendizaje en todos los individuos.Esta belleza tan sólo mueve a quienes atesoran ciertacantidad de conocimiento matemático. Podemos realizaruna analogía con las bondades de un nuevo tipo (o mar-ca) de cerveza, quizás cualquier bebedor prudente lapruebe y sepa apreciarla. Sin embargo, cualquier niño larepudia directamente por amarga.

Las Matemáticas disponen de bases del conocimientomatemático (científico) y de reglas propias, que rigen di-chos conocimientos, iniciadas en los tiempos de los clási-cos griegos. No podemos renunciar a ellas, ni obviarlas, ala hora de aprender matemáticas, y menos en actuacionesque son catalogadas como actuaciones didácticas. Otracosa es el rigor matemático que debe ser empleado encada etapa educativa. Es la autoridad académica quienestablece el nivel de rigor requerido en cada momento,pero ninguna autoridad está capacitada para cambiar elsignificado de los objetos matemáticos, aunque puedaemplear objetos aproximados suficientemente manejables.

No renunciar a las reglas matemáticas en el proceso deaprendizaje genera algunas dificultades didácticasindependientes del individuo que aprende, pues están rela-cionadas con la naturaleza de los conceptos matemáticos.

En algunos casos, las dificultades se derivan de lanecesaria restricción del lenguaje natural al entornomatemático para poder precisar este tipo de conoci-miento, o del nivel de formalización de estos conceptoso del rigor demandado. Estas son dificultades tempora-les y puntuales que se solventan en poco tiempo. Enotros casos, las dificultades están presentes en cual-quier sociedad sin importar el momento histórico ni lasituación social. Son dificultades intemporales y uni-versales dentro del conocimiento matemático. Este últi-mo tipo de dificultad condicionan fuertemente el apren-dizaje, y el alumno aislado las afronta con unaestrategia más o menos memorística con poco, o nin-gún, significado personal.


Otra vez resulta ser factor importante la capacidaddel que aprende a la hora de producir el proceso de ense-ñanza matemática. Es fácil comprobar en el día a día deun profesor que enseñar a determinados individuos esmás costoso que a otros. ¿Quién enseña? Al enseñarMatemáticas no sólo se tropieza con las dificultades per-sonales de cada alumno, si no con las dificultades univer-sales. Se intenta mitigar todas las dificultades aplicandolas herramientas didácticas y tecnológicas disponibles encada momento en la sociedad o grupo. Es el agente ense-ñante quien determina el empleo de las herramientas téc-nicas disponibles en relación a la capacidad de quienaprende. Como ejemplo, podemos citar la estrategia edu-cativa que empleaba Sócrates con sus discípulos: Solicita-ba la búsqueda de respuesta a las preguntas que secuen-cialmente planteaba. Conducía sus razonamientos paraque pudieran llegar al entendimiento de las cuestionesen profundidad, a la elaboración de posibles soluciones ya la comprobación de la coherencia de éstas.

Hoy en día las matemáticas se reflejan como el aglo-merado de conocimiento algorítmico por excelencia,siendo el carácter finito y manipulador de sus elementos«abstractos» lo más destacado y recordado por quieneslas estudiaron. Esta concepción forma parte del sub-consciente común de nuestra sociedad; sin embargo,esto no es cierto en la actual sociedad tecnológica. Pon-gamos un ejemplo: El concepto de medir de la Greciaclásica se corresponde a lo que hoy en día podemos alu-dir por contar el número de veces que se empleaba unelemento patrón (unidad). De hecho, en este sentido,sólo son conmensurables las cantidades enteras positivasy las proporciones positivas. Podríamos decir que algoera medible si puede establecerse algún mecanismo deconteo, de forma análoga a la manera de aproximar elárea de una sala contando el número de baldosas delsuelo. Este proceso contador se colapsaba con el simplehecho de intentar medir la diagonal de un cuadrado,apareciendo los inconmensurables. Hoy, veinticuatro si-glos después, tenemos completamente formalizado elconcepto de número real y de medida, y no desde hacemucho. Hoy asumimos que tales conceptos son compo-nentes fundamentales del pensamiento matemático pre-sente en nuestra sociedad.

3. APRENDIZAJE Y COMPETENCIA MATEMÁTICA

Existen áreas de conocimiento matemático de ca-rácter algorítmico-algebraico y otras cuya base se sus-

tenta en conceptos que han ido siendo elaborados a lolargo de los últimos siglos, entre estas últimas se en-cuentra el Análisis o Cálculo Matemático. Si bien elAnálisis tiene una praxis algebraica que el alumno cap-ta con relativa facilidad, también tiene una estructuraconceptual profunda, que pasa inadvertida a la mayoríade los estudiantes e, incluso, profesores de EnseñanzaSecundaria o de Universidad. Si en el proceso de ense-ñanza tan sólo se hace hincapié en las reglas algebraicas,entonces, el alumno sólo aprende la manipulación delos objetos, abandonando sus significados intrínsecospor cuestión de economía de esfuerzos. Si en algúnmomento ese alumno debe enseñar ese conocimiento,únicamente generará estrategias manipulativas, que pue-den caer en un sin sentido, donde algunas cosas sonválidas porque sí, y otras no son válidas porque no.

El que aprende debe ampliar su forma de pensar altratar con ciertos objetos matemáticos. Parte de estarfamiliarizado con un tipo de razonamiento tipo discretoy debe adquirir una forma de razonar que le permitatratar cuestiones de carácter continuo. El que enseñadebe favorecer de alguna forma esa transformación (oevolución) de pensamiento. Así pues, el alumno necesitaevolucionar en su forma de pensar con los objetos delAnálisis Matemático si quiere ser competente en estaárea matemática. Sin duda, la competencia requiere fa-miliarizarse con esa naturaleza profunda para poder de-tectarla en las diversas situaciones donde aparece.

Ante la necesidad de esta adaptación, aparece la difi-cultad didáctica Efecto Frontera descrita por la desapari-ción de los conceptos propios del Análisis. En conse-cuencia se desarrolla la creencia de que el aprendizaje delCálculo se transforma en una algebraización de sus ele-mentos. Un ejemplo elemental se muestra en el caso delas funciones, donde no se distingue el concepto de fun-ción de su expresión algebraica, fórmula para muchos,sin ser relacionadas con sus distintas representaciones.

Sorprendentemente, esta dificultad perdura muchotiempo entre las creencias del alumno, y permanece acti-va a lo largo de su desarrollo académico si no se atajaadecuadamente. Una cierta razón de este perdurar es quela praxis empleada en la enseñanza es bastante algebrai-ca una vez que se parte de los resultados adecuados. Sinembargo, es necesario que el alumno sepa elegir los re-sultados de partida y la razón de su elección. Al faltar estaparte esencial, se genera cierta inseguridad en los alum-nos. No pueden analizar con profundidad los problemas yllegar a conclusiones satisfactorias en las que el nuevo co-


nocimiento se encuentre entroncado en su pensamientode forma coherente y eficaz. En ese caso, nos encontra-mos con alumnos que sólo solventan satisfactoriamentelos problemas cuando se redactan en planteamientos muyteóricos o próximos al planteamiento teórico.

4. ENSEÑANZA MATEMÁTICA CONCEPTUALY VISUAL

Asegurar que el estudiante aprende los significa-dos de los conceptos y de los resultados es la vía apro-piada para que estos adquieran las competencias tantoen Matemáticas como en sus aplicaciones. El profesor,emulando a Sócrates, paseando o no, debe acompañar alestudiante en su aprendizaje, suscitando preguntas quele lleven a plantearse cuestiones y debe ayudarle a bus-car las respuestas aunque su modelo de enseñanza seano presencial. La finalidad última debe ser que aparez-can las habilidades y las competencias para que elalumno afronte situaciones que no pueden ser previstasen el aula, pues existen una enorme cantidad de ejem-plos, situaciones, y diversidad de los objetos a los que sepuede aplicar una definición concreta o un resultado.Esta finalidad no cambia si no existe el aula como lugarde encuentro físico, es decir, en la enseñanza no pre-sencial.

¿Cómo puede el profesor de enseñanza no presencialinducir en el alumno las ideas que se aplicarán a distin-tos casos? Empleando alguna Ingeniería Didáctica ade-cuada a cada concepto, que represente un reto para elalumno de adquirir el conocimiento y generar sus con-clusiones. Esta ingeniería debe verificar que lo aprendidoes correcto y coherente con lo que se pretende aprender.Además, debe ser compatible con los tiempos de apren-dizaje empleados por sus alumnos, es decir, con el em-pleo de estudios discontinuos y estudios no sincroniza-dos con la disponibilidad del profesor.

La respuesta a la que aludimos se corresponde con elempleo de laboratorios virtuales vía Internet. Una res-puesta basada en las necesidades de un aprendizaje con-ceptual y referenciada como un proyecto dentro del mar-co IV Proyecto de Redes de Innovación Docente de laUNED, correspondiente al curso 2009-2010.

Nos referimos a laboratorios virtuales específicosdonde se experimente con sus normas de empleo queaseguren la adquisición del conocimiento base, y susguías cronométricas que orientan la velocidad de apren-dizaje y sugieren tiempos de interacción suficientes.

Esa respuesta corresponde a la oportuna utilización de:— El Entorno Virtual disponible, en nuestro caso,

los entornos virtuales de la UNED.— El Entorno de Experimentación Conceptual Apro-

ximado, compuesto por múltiples módulos de si-mulación, cuya finalidad es experimentar me-diante simulación de la información Matemáticausando applets Java.

— El Entorno de Soporte Didáctico, compuesto por elconjunto de guías didácticas que contienen losprotocolos de utilización para que el alumno asu-ma el reto de su aprendizaje, siguiendo un méto-do de preguntas y respuestas inspirado en el mé-todo al que aludíamos al principio del trabajo.

Este proyecto tiene una estructura modular amplia-ble, bien con nuevos módulos temáticos bien con otrasaplicaciones internet, o bien con nuevos retos o utiliza-ciones. En un núcleo básico, a cada módulo le corres-ponde básicamente un applet y un protocolo de uso conlos que se desarrollan distintas aproximaciones al con-cepto, con los cuales tendrá que trabajar el estudiante ytendrá que hacer pruebas hasta que el concepto hayasido manejado y aprendido. Es el cuidadoso diseño delprotocolo de utilización lo que posibilita la función deacompañamiento y sugerencia al alumno.

Los applets son concebidos dentro del marco de Vi-sualización de los Conceptos Matemáticos, de forma que alutilizar las capacidades gráficas del ordenador se permitauna adquisición abductiva de la aceptación de conoci-miento tratado. Además, al emplear la capacidad de emularfenómenos continuos a partir de la discretización naturaldel proceso digital, se permite acceder al alumno a un nivelde experimentación y recreación de los conceptos. Enesencia, la labor de sugerencia en las visualizaciones y suinteractividad aumentan las posibilidades de aprendizajedel alumno que interactúa con el módulo de aprendizaje.

Destacamos que la función pedagógica no descansaen la repetición similar a la de un libro de ejercicios, sinoen la estimulación a la reflexión por medio de la obser-vación de un fenómeno experimental y aproximativoque el applet posibilita y el protocolo adjunto sugiere.

El Entorno de Experimentación compuesto por elconjunto de módulos forma un entorno visual, dinámicoe interactivo con posibles funcionalidades colaborati-vas, que guía al alumno en la toma de contacto y apre-hensión de los conceptos.

A la hora de tratar con aproximaciones gráficas, en-tendemos que «visualizar» no es un sinónimo de ver,


sino de adquirir conocimiento. Visualizar un concepto esalmacenar toda la información del concepto codificadadentro de una imagen. Para recordar dicho concepto,tan sólo hay que acceder a la imagen evocadora y deco-dificar la información.

La imagen portadora es necesaria para que se pro-duzca el proceso de visualización y no es más que unarepresentación aproximada del concepto. Es una repre-sentación concreta (o particular) no necesariamentegenérica.

Suele ocurrir que se muestra una imagen portadora yque el estudiante ve una simple imagen sin informa-ción añadida, puesto que la simple transmisión de laimagen portadora no pone en marcha el proceso de vi-sualización del receptor. Se requiere una secuencia depreguntas o retos adecuados para iniciar la decodifica-ción de ese tipo de imágenes.

La imagen de un ejemplo y la elección de los ejem-plos son cruciales en cada módulo en el primer contactodel alumno con el saber simulado. Ni vale cualquierimagen ni vale cualquier ejemplo como punto de partida.Se requieren aquellos que tengan una propiedad arque-típica y que representen de forma clara la propiedad quese desarrolla, es decir se hacen necesarios los denomina-dos «ejemplos arquetípicos».

Sólo mediante una cuidada selección de la presenta-ción podemos lograr los fines que nos proponemos paraque el alumno genere su propia imagen fruto de la com-presión y reflexión. No obstante, una vez trabajado elejemplo propuesto de inicio se desarrollan otros usos con elmismo applets, admitiendo cambios de ejemplo para am-pliar el conocimiento del alumno y situar nuevos elemen-tos conceptuales en conexión con el adquirido. El uso deun applet no sólo sirve para presentar de forma gradual unconcepto, si no que puede ser usado para presentar varia-ciones ejemplificables y contraejemplos. Esto permite queel profesor, aun en la distancia, pueda desarrollar una es-trategia de acompañamiento del alumno muy útil.

Se presenta la base suficiente para que el estudiantemediante la analogía pueda obtener resultados distintosa los que ha visto o rechazarlos justificadamente, es de-cir, haya alcanzado un nivel de madurez y unas habili-dades que le permitan analizar otros casos. Nada másopuesto a la enumeración tradicional de conceptos per-fectamente enunciados donde el alumno los «traduce yaplica» a los ejemplos. Lo sugerido con las técnicas devisualización ayuden a extraer el concepto y, una vezdescubierto, tan sólo se tiene que formalizar la idea que

ya se posee. El proceso que proponemos es más respe-tuoso con la Teoría del Conocimiento y con el procesohistórico, pues si se acude a las fuentes que han dado alugar a los conceptos, se descubrirá que el método queseguimos es el más natural, aunque se emplee tecnologíainformática.

La presentación inicial de conocimiento que realiza-mos ni es de tipo deductivo ni es de tipo inductivo; dehecho, perseguimos una adquisición de conocimientoempleando procesos de abducción, es decir, empleamosun método heurístico en el que el alumno sea llevado alconcepto y no al revés, de la misma forma en que elalumno se ha hecho consciente del mundo que le rodea.El alumno debe crear su propia imagen portadora de lainformación relativa al concepto.

Por supuesto, los ejemplos arquetípicos no cubren lavariedad de posibilidades de los ejemplos con los que elAnálisis Matemático trabaja y aparecen algunos ejemplos«patológicos», al igual que los números irracionales enlos griegos. Estos son fundamentales en un segundo otercer nivel de conocimiento, pero deben de ser evitadosen primera aproximación para permitir al alumno unprimer nivel de visualización.

BIBLIOGRAFÍA

1. Matemática Visual: El aprendizaje del concepto de deri-vada de una función en un punto mediante el desarrollode una ingeniería visual. M. Delgado Pineda. Proc. de In-formática Educativa, UNED (Madrid, España, 2009).

2. Objetos Matemáticos dentro del marco de una Mate-mática Visual. M. Delgado Pineda. Proc. de EDUMAT2009 (Buenos Aires, Argentina, 2009).

3. Representation, vision and visualization cognitive func-tions in mathematical thinking: Basic issues from learn-ing. R. Duval. Procceding (021) ERIC P. (México, 1999).

4. Historia de la Matemática. C.B. Boyer. Alianza Edito-rial (Madrid, 2001).

5. Elementos de Historia de las Matemáticas. N. Bour-baki. Alianza (Madrid, 1995).

6. Calculus. M. Spivak. Ed. Reverté, S.A. (Barcelona, 1982).7. Principios de Análisis Matemático. E. Linés. Ed. Re-

verté, S.A. (Barcelona, 1983).8. Analyse Mathématique: Fonctions d’une variable. G.

Chilov. Éditions de Moscou. (Moscú, 1978).

Miguel Delgado PinedaDpto. de Matemáticas Fundamentales



NUEVAS TECNOLOGÍAS EN LAENSEÑANZA

EL PORTAL FisL@bs: UNA REDDE LABORATORIOS VIRTUALESY REMOTOS DE FÍSICA

1. INTRODUCCIÓN

Los laboratorios online son unos recursos que yapueden considerarse bien asentados en varias disciplinascientíficas y técnicas, gracias a la ayuda que ofrecen a lahora de ilustrar fenómenos científicos que pueden re-querir un equipo costoso y/o difícil de montar, tal ycomo ocurre en [1] y [2]. La configuración ideal para es-tos laboratorios online es que consistan en dos partesdistintas: el experimento simulado y el experimento real,controlado de forma remota.

A pesar de que las simulaciones cumplen un impor-tante propósito, los laboratorios reales no pueden sersustituidos únicamente con esta herramienta, especial-mente en algunos campos como las ciencias físicas, don-de el comportamiento y la respuesta real de los compo-nentes que conforman un experimento son factorescruciales [3]. Por otro lado, aunque los laboratorios re-motos (encargados de llevar los recursos de un laborato-rio al hogar de los usuarios [4]) pueden perfilarse comoun mejor sustituto o complemento de los laboratorios re-ales, los laboratorios virtuales tienen aún su utilidad. Lasimulación de los experimentos juega un papel funda-mental como un recurso que se usa como primer con-tacto con el fenómeno que se desea estudiar.

Las simulaciones relacionadas con el campo de la fí-sica han experimentado un gran aumento tanto en nú-mero como en calidad gracias, principalmente, a la apa-rición de los applets de Java. En [5] y [6], se presentancientos de experimentos y procesos simulados en muchosde sus campos. Sin embargo, los anteriores trabajos noconsideran de manera específica el experimento realasociado. Otros trabajos recientes se centran en el uso eintroducción de los ordenadores en los laboratorios de fí-sica para recoger y analizar datos ([7], [8]) pero no losusan con el objetivo de la enseñanza a distancia. Final-

mente, la mayor parte de los laboratorios remotos exis-tentes actualmente relacionados con la física, todavíapoco numerosos, son experimentos individuales ([9],[10]) o se limitan a un único campo de la misma, comola óptica ([1], [11]) o la electrónica ([12], [13]). Además,ninguno de los trabajos antes mencionados ofrecen elequivalente simulado de cada experimento ni tampocoun entorno web de experimentación que contenga unsistema de gestión de aprendizaje (LMS, por sus siglasdel inglés Learning Management System) y sólo en [14]los experimentos se presentan de una manera similar a laque se lleva a cabo en un laboratorio convencional paraestudiantes: introducción, teoría, ejercicios y problemas,actividades de laboratorio, análisis, discusión y mate-rial de referencia.

La UNED ofrece a estudiantes españoles repartidospor todo el mundo la posibilidad de realizar docenas degrados y postgrados a distancia. Por tanto, esta Univer-sidad tiene una gran necesidad de recursos y métodos deeducación a distancia y se encuentra siempre en dispo-sición de investigar y analizar cómo mejorar estos as-pectos. FisL@bs es un ejemplo de ello. Gracias a la co-laboración del Vicerrectorado de Calidad e InnovaciónDocente y a varios Departamentos de la Facultad deCiencias y de la Escuela Superior de Informática de laUNED, este proyecto nace con la intención de mejorar elservicio de enseñanza a distancia en el contexto del Es-pacio Europeo de Enseñanza Superior, el cual estimula eltrabajo práctico individual (satisfecho en FisL@bs pormedio de los laboratorios remotos y virtuales) sin perderde vista la importancia de pertenecer y colaborar con ungrupo de trabajo (asegurado en FisL@bs gracias al usode un LMS).

FisL@bs es una red distribuída de laboratorios, tan-to remotos como virtuales, destinados a la educaciónsuperior de ciencias físicas a través de Internet. Usa unsencillo LMS (eMersion) a fin de ofrecer canales de co-municación entre los estudiantes y los profesores y dehacer accesible desde un mismo entorno las referencias,teoría y ejercicios necesarios. Esta red, que pretende serdistribuída entre varias universidades españolas, usa lamisma estructura que AutomatL@bs [15], una redde laboratorios remotos y virtuales para la enseñan-

��

��


za/aprendizaje de ingeniería de control, que lleva opera-tiva desde hace más de tres años y que ofrece experi-mentos tan interesantes como el sistema de tres tanques[16]. FisL@bs da a los estudiantes la posibilidad de rea-lizar experimentos interactivos en diferentes campos delas ciencias físicas, tanto de un modo real pero remoto,como de un modo virtual y simulado. El modo de accesoa los laboratorios es un navegador web compatible conJava y con conexión a Internet, lo cual supone unos re-quisitos tan bajos y simples que garantiza el acceso a es-tos recursos a todos los estudiantes prácticamente desdecualquier sitio y en cualquier momento.

Como parte del proyecto FisL@bs, están siendo de-sarrollados varios laboratorios con experimentos diver-sos: un banco óptico motorizado para la determinaciónde la distancia focal de lentes delgadas, un experimentopara la comprobación de las leyes de la reflexión y la re-fracción de la luz (ley de Snell), un péndulo rígido, unatabla XYZ (similar a una fresadora) que se usará paramedir distribuciones de potencial sobre una hoja de pa-pel resistivo con diferentes configuraciones de camposelectrostáticos, un experimento sobre la ley de Hooke,etc. Como se ha mencionado anteriormente, todos estoslaboratorios serán accesibles simplemente por medio deun navegador web.

Cada uno de estos laboratorios precisa de distintosmateriales y herramientas para sus montajes reales y serequiere además que puedan ser controlados de formaremota. A fin de reducir costes y facilitar la fabricación eimplementación de los mismos, algunos de los experi-mentos anteriores (por ejemplo, el relativo a la ley deHooke y el que usa la fresadora) se han creado usandopiezas de Lego Mindstorms. Otros se han construido conpiezas de aluminio, controladoras y motores paso a paso,sensores de fuerza y de voltaje, etc. En todos los casos, elhardware es siempre controlado utilizando instrumentosvirtuales de tiempo real programados en LabVIEW, unlenguaje de programación gráfica especialmente dise-ñado para desarrollar sistemas de instrumentación, aná-lisis y adquisición de datos.

La interfaz gráfica de usuario (GUI, por sus siglas delinglés Graphical User Interface) usada para experimentarde forma remota con estos laboratorios es una interfazJava creada con Easy Java Simulations (EJS), un pro-grama escrito en Java que ayuda a crear simulacionesinteractivas en Java, principalmente para objetivos deenseñanza y aprendizaje [17], [18]. Los experimentosvirtuales correspondientes a cada experimento remoto

también se crean usando EJS. Para alojar las interfacesde EJS y para publicarlas en Internet se usa eMersion[19], un marco de trabajo que facilita el desarrollo de es-cenarios pedagógicos y recursos de enseñanza para laexperimentación web en educación. Finalmente, pararealizar la comunicación entre los programas de EJS ylos instrumentos virtuales de LabVIEW, se hace necesarioutilizar también una herramienta basada en un softwareque use un servidor Java-Internet-LabVIEW de interco-nexión. Esta herramienta (que consiste en una aplicaciónllamada servidor JIL [20] y un fichero de librería Java)utiliza LabVIEW [21] en el lado del servidor (donde elexperimento real está localizado), applets de Java en ellado remoto del cliente (el ordenador del estudiante) y elprotocolo TCP/IP como mecanismo de comunicación en-tre ambos elementos. De este modo se conectan las va-riables definidas en Java con los controladores e indica-dores establecidos en LabVIEW.

Uno de los experimentos que ya se encuentran ope-rativos es el diseñado para estudiar la ley de Hooke. Loskits de robótica de Lego, empleados en este montaje, sehan usado ya en varios proyectos de ciencia e ingenieríatales como [22] y [23], así como en cursos de enseñan-za/aprendizaje ([24], [25]), pues son un recurso bastanteeconómico a la hora de fabricar los prototipos. Otro ex-perimento ya completado es el de la ley de Snell, el cualutiliza distintos materiales para su montaje. Este artículoofrece un breve recorrido por la experimentación remo-ta de ambos experimentos y una descripción detallada desus montajes reales y de la interactividad que ofrecen suscontroles remotos. Un pequeño resumen previo de la es-tructura de FisL@bs y la exposición final de conclusio-nes y comentarios relacionados con este proyecto com-pletan el artículo.

2. MARCO DE EXPERIMENTACIÓN WEB PARALABORATORIOS

Continuando con la estructura de laboratorios webutilizada para el proyecto AutomatL@bs [26], FisL@bsusa una arquitectura cliente-servidor en la que se utilizael protocolo TCP/IP como medio de comunicación a car-go de realizar los intercambios de datos entre ambos. LaFigura 1 muestra la arquitectura de esta comunicación.En ella, las líneas que van del remitente desde el lado delcliente al parser del lado del servidor y del remitente des-de el lado del servidor al receptor del lado del cliente re-presentan esta comunicación por TCP/IP. Los apartados


2.a y 2.b ofrecen más información acerca de la imple-mentación de los lados cliente y servidor, respectiva-mente. Los apartados 3 y 4, por su parte, describen dosejemplos específicos de la información que necesita sercomunicada por medio de los experimentos de las leyesde Snell y de Hooke.

a. Implementación del lado del cliente

El lado del cliente es una applet de Java creado conel programa EJS y contenido dentro del entorno webque ofrece eMersion. Cuando un estudiante se conecta allaboratorio, el navegador abrirá tres ventanas. La Figura2 muestra una imagen de esta situación para el caso dellaboratorio virtual (simulado) de la ley de Hooke. Laventana superior sirve al estudiante para que examine lalista de actividades que debe llevar a cabo, consultar ladocumentación, cambiar el idioma o desconectarse delsistema. La ventana derecha muestra los ficheros que sehayan generado usando el laboratorio (simulado o re-moto) que se encuentre activo, tales como ficheros detexto con datos o ficheros de imagen con gráficas. Fi-nalmente, la ventana más grande contiene el applet que,o bien es el experimento simulado, o bien es la GUI quecontrola y visualiza el experimento remoto. Inicialmente,el applet muestra siempre el simulado, ofreciendo tantola visualización como la interacción necesaria para con-trolarlo y experimentar con él.

Aunque toda la experiencia simulada se lleva a caboen el lado del cliente (en el propio ordenador del estu-diante), una vez que el alumno ha realizado con éxitotodas las actividades del experimento virtual, se le per-mite el acceso a la siguiente fase: el laboratorio remoto.El applet de Java que muestra inicialmente el laboratoriosimulado (Fig. 2) contiene un botón cuya función es lade conectar al laboratorio remoto. Tras pulsar dicho bo-tón, la vista del applet cambia y muestra el laboratorio

real, momento desde el cual el usuario puede interaccio-nar con el mismo. El estudiante realiza esta interacciónpor medio del applet, que cuenta con llamadas especiales(los comandos remitentes y receptores de la Figura 1,provistos por la clase JIL [20]). Estas llamadas especialesson las que se encargan de establecer una comunicacióncon LabVIEW (en el lado del servidor) usando las fun-ciones y rutinas TCP. El comando receptor se usa demanera continua con el objetivo de obtener todos los da-tos medidos del experimento real, sin embargo, el co-mando remitente sólo se ejecuta cuando el estudiantecambia un valor en el applet que maneja.

b. Implementación del lado del servidor

Es el mismo ordenador el que ejecuta tanto el servi-dor web como el controlador del experimento en cues-tión. Dicho controlador está desarrollado en LabVIEW ysiempre contiene dos lazos principales de información. Elprimero es un lazo asíncrono que se encarga de la co-municación con el applet (recibiendo las acciones delusuario sobre éste y mandando también la informacióndel sistema), mientras que el segundo es un lazo síncro-no que controla continuamente el experimento real.

El primer lazo (el asíncrono) puede ocasionar pro-blemas a la hora de intentar controlar un experimentodebido a una posible dinámica de evolución rápida delmismo y a retrasos en la red de Internet. Sin embargo,este es un problema que debe ser analizado para cadacaso en particular (teniendo en cuenta las magnitudes detiempo de las dinámicas del proceso en cuestión) y, si lasdificultades aparecen realmente, no existe una única


Figura 2. Entorno web de eMersion y experimento simuladode la ley de Hooke.

��

Figura 1. Arquitectura cliente-servidor. La comunicación entre lasdos partes se basa en el protocolo TCP/IP. El servidor ejecuta el

experimento remoto mientras que el simulado se ejecutalocalmente en el lado del cliente.

manera de tratarlo. Los apartados 3 y 4 presentan dosexperimentos cuyo control es lo suficientemente sencillocomo para evitar esta problemática.

3. PRIMER CASO DE ESTUDIO:LA LEY DE SNELL

La ley de Snell, o ley de la refracción de la luz, juntocon la ley de la reflexión, constituyen axiomas ya enun-ciados por Sir Isaac Newton en su libro de Óptica [27] yforman parte de las leyes fundamentales de la Óptica. Enparticular, la ley de Snell describe la relación entre el án-gulo θi de incidencia de la luz sobre la superficie de sepa-ración de dos medios isótropos (por ejemplo, aire y agua)y el ángulo θr de refracción. La relación entre los senos deestos dos ángulos es una constante que depende de losmedios en cuestión. Matemáticamente se expresa:

n1 sen θi = n2 sen θr ⇒ = � n (1)

donde n1 y n2 son los índices de refracción de ambos me-dios. Si n2 > n1, ello implica que θr < θi, es decir, la luz seacerca a la normal. Por el contrario, cuando la luz pasade un medio más refringente a otro menos refringente(n1 > n2), se aleja de la normal.

El experimento diseñado, como se describe más ade-lante, permite el estudio de los ángulos de refracción enfunción de los ángulos de incidencia tanto para el primercaso (paso de la luz del aire al agua, n2 > n1), como parael segundo (paso de la luz del agua al aire, n1 > n2). Eneste segundo caso se puede comprobar que existe unvalor del ángulo de incidencia para el cual el ángulo derefracción alcanza los 90º. Este ángulo se conoce como«ángulo límite», porque a partir de él deja de producirsela refracción de la luz y la superficie de separación agua-aire se comporta como un espejo, fenómeno conocidocomo «reflexión total».

El montaje experimental (Fig. 3) se hizo utilizandopiezas de aluminio, una cubeta de plástico, una webcam,un puntero láser y un motor paso a paso. Las piezas dealuminio forman la estructura básica que sirve de so-porte para la cubeta (rellena hasta la mitad de agua uotro líquido), el motor y el puntero láser. El láser seencuentra montado sobre un disco de aluminio quepuede rotar en torno a su eje central. Dicho giro vienecontrolado por el motor paso a paso, de tal forma que alrotar el disco se cambia el ángulo de incidencia (θi) delrayo láser sobre el líquido contenido en la cubeta. Dado

que el motor se controla mediante pasos de 0,9º, el errorde esta variable es δθi = ± 0,9º. El dispositivo cuenta conun relé para el encendido/apagado del láser cada vezque un estudiante se conecta y desconecta, respectiva-mente.

Para poder medir el ángulo de refracción (θr), la GUIdel laboratorio remoto (Fig. 5) permite al usuario moverun puntero virtual superpuesto a la imagen que da lawebcam. Esto se hace por medio de una barra deslizablegraduada que indica el ángulo en el cual se encuentra elpuntero en casa momento. De este modo, una vez que elestudiante ha posicionado el puntero haciéndolo coinci-dir con el rayo refractado, puede realizar la lectura delángulo θr sobre la barra deslizable graduada. El errorestimado para estas medidas es δθr = ± 1º.

Dado que la única variable a controlar en este expe-rimento es el ángulo de incidencia (θi) y que el ángulorefractado (θr) se mide de manera visual, sólo hay un pa-rámetro de control (θi) que debe ser enviado desde el re-mitente en el lado del cliente (EJS view, Fig. 1) al con-trolador de LabVIEW y ninguna información que debaser devuelta por parte del mismo.

a. Actividades en simulación

La simulación para el estudio de las leyes de la re-flexión y la refracción de la luz está basada en el mismodispositivo construido para las actividades remotas, porlo que la vista simulada del experimento sirve al alumnopara familiarizarse con el entorno.

En la ventana principal de la simulación (Fig. 4) semuestra una figura en 2D del sistema depósito cilíndrico

n2

n1

sen θi

sen θr


Figura 3. Montaje experimental para la práctica de la ley de Snell.

-puntero láser-escala graduada. El depósito contiene, apartes iguales, dos medios isótropos que pueden elegirsepreviamente de una lista desplegable en el apartado «Op-ciones». El rayo láser, tras incidir en la línea de separa-ción de los dos medios, se escinde en los rayos reflejadoy refractado, pudiéndose medir fácilmente en la escalagraduada los valores de los tres ángulos implicados: elincidente, el de reflexión y el de refracción. Actuando di-rectamente sobre la figura (animación Java), o medianteuna barra deslizable, el estudiante puede ir variando elángulo de incidencia y comprobar el comportamientode los otros dos rayos. Para facilitar el registro de datos,el programa muestra en displays los valores numéricosde estos tres ángulos.

Del análisis de los datos registrados en las corres-pondientes tablas y gráficas, el estudiante puede llevar acabo diversas comprobaciones:

— Verificación de la ley de la reflexión: Los ángulosde incidencia y los de reflexión coinciden.

— Verificación de la ley de Snell: la representacióngráfica de sen θi frente a sen θr da lugar a unarecta. Si se realiza un ajuste lineal con los puntosde la gráfica es posible, además, deducir la razónn2/n1 entre los índices de refracción de ambosmedios (es la pendiente de la recta).

— Grado de validez de la aproximación de Gauss: larepresentación gráfica de θi frente a θr puedeaproximarse por una recta sólo para valores pe-queños de estos ángulos (hasta unos 30º). En di-cho dominio, la pendiente de la curva sigue sien-do la razón entre índices de refracción.

— Determinación del ángulo límite (fenómeno de lareflexión total): si el medio incidente elegido es

más refringente que el segundo medio, se com-prueba fácilmente que a partir de un determinadoángulo, θl, el rayo de luz no atraviesa la superficiede separación de ambos medios, es decir, el rayose refleja totalmente hacia el interior del medioincidente.

En esta simulación, para simular el error experimen-tal que se comete al utilizar un dispositivo real (porejemplo, el error que se puede cometer en el experimen-to remoto en la lectura de los ángulos sobre la escalagraduada) se ha optado por generar los valores de losángulos de refracción y de reflexión a partir de los teó-ricos e incrementarlos con un pequeño porcentaje deerror aleatorio (positivo o negativo) generado por el or-denador. En el apartado «Opciones» el estudiante puedeelegir el valor máximo (cota superior) de este porcentajede error aleatorio, para simular medidas más o menosprecisas. Si se usa la configuración por defecto, se obtie-ne la relación n2/n1 con una precisión suficientementebuena en el experimento simulado (alrededor de ± 0,007cuando se usan, por ejemplo, diez puntos para la regre-sión lineal). Obviamente, en el cálculo de los ángulos te-óricos se hace uso, de manera oculta para el estudiante,de las leyes teóricas correspondientes y de los índices derefracción tomados de la bibliografía.

El programa incluye explicaciones, pantallas de ayu-da, guión de prácticas, etc., para guiar al alumno en sutrabajo en todo momento. Con el empleo de esta simula-ción, el estudiante adquiere la destreza suficiente parapasar a utilizar el experimento remoto optimizando almáximo el tiempo de conexión.

b. Actividades en remoto

Una vez conectado al laboratorio remoto, el estu-diante podrá verificar empíricamente la ley de Snellusando para ello el experimento real. La Figura 5 mues-tra la GUI en este modo de trabajo. Se muestran dosbarras deslizables en la parte superior del applet en laventana principal: uno controla el ángulo de incidenciade la luz del láser y el otro se usa para desplazar un pun-tero virtual que sirve para medir el ángulo refractado. Enel lado derecho del applet se muestra el experimento entiempo real por medio de una imagen de webcam. Final-mente, la gráfica de la izquierda se usa para que el estu-diante pueda ir representando sen θi frente a sen θr.

Una casilla con el texto «Ver rayos», permite visuali-zar (o no) los tres rayos simulados (incidente, reflejado y


Figura 4. Experimento simulado de la ley de Snell.

refractado) superpuestos sobre la imagen real de la web-cam. De este modo, el estudiante puede comparar inme-diatamente los resultados teóricos con los reales.

El experimento de la ley de Snell en su variante re-mota también ofrece a los estudiantes la posibilidad deefectuar regresiones lineales automáticamente con losdatos recogidos. Teniendo en cuenta los errores de me-dición tanto en θi como en θr y asumiendo que el valorde uno de los medios isótropos (el del aire) no tieneerror asociado, los estudiantes pueden determinar n2/n1

(o n1/n2 para los casos en los que se busca la reflexióntotal) con una precisión notablemente buena (alrededorde ±0,008 cuando se utilizan, por ejemplo, 10 puntospara hacer la regresión lineal). Así pues, tanto los erroresen las medidas como los resultados obtenidos a partir deellas son similares para los dos modos de trabajo: expe-rimento simulado y experimento remoto.

4. SEGUNDO CASO DE ESTUDIO:LA LEY DE HOOKE

En Mecánica, la ley de Hooke de la elasticidad enun-cia que la extensión de un muelle es directamente pro-porcional a la fuerza aplicada sobre el mismo. Este enun-ciado es cierto siempre y cuando la fuerza no hagaexceder el límite elástico. Matemáticamente:

F(t) = – k [x (t) – l] (2)

donde k es la constante del muelle, l es su longitud na-tural, x(t) es la longitud del muelle en el tiempo t y F(t)es la fuerza de restauración ejercida por el muelle en eseinstante de tiempo.

El experimento real de la ley de Hooke utiliza los si-guientes elementos: un muelle de constante k = 14 N/m,un motor dc NXT, un raíl de 25 cm de largo, un sensorde contacto, un sensor de fuerza Vernie, una Webcam, yuna regla.

El muelle tiene uno de sus extremos fijados a unapared, mientras que el otro extremo está enganchado almotor NXT, que está montado sobre el raíl y puede des-plazarse sobre él tirando del muelle en su movimiento. Elsensor de contacto se usa para resetear el contador devueltas del motor cada vez que éste llega al principio delraíl. El sensor de fuerza de Vernier tiene un rango demedidas lo suficientemente amplio para este experimen-to ([–10 N, +10 N]) y una precisión lo bastante buena(± 0,01 N). Finalmente, la regla posee la graduaciónusual, con marcas 1 mm. La Figura 6 muestra una ima-gen del montaje real del experimento con los elementosantes descritos. En este experimento, un estudiante pue-de controlar la posición del motor NXT sobre el raíl y,por tanto, la extensión del muelle. El motor NXT disponede un contador de giros o encoder que funciona conuna precisión de ± 1º, lo cual se traduce en unos ± 0,4mm de precisión en la medida del estiramiento del mue-lle para este montaje (considerando que el error asociadoal valor conocido de su longitud natural, l, es cero). Estosignifica entonces que el estudiante puede controlar lavariable x de (2) con una precisión de ± 0,4 mm. Sin em-bargo, el estudiante también puede usar la regla paramedir dicha variable, en cuyo caso obtendría una preci-sión de ± 1 mm. F es la variable medida por el sensor defuerza y el error asociado a sus medidas es de ± 0,01 N.La longitud natural del muelle, l, es conocida (y el errorasociado se considera nulo) y la constante del muelle, k,es la incógnita.


Figura 5. Experimento remoto de la ley de Snell. El puntero virtual(la flecha naranja) se usa para medir el ángulo de refracción.

Figura 6. Montaje experimental para la práctica de la ley de Hooke.

Dado que el área de la sección transversal del mue-lle, A, también es conocido, es posible calcular además elmódulo de elasticidad, E, usando (2) una vez se ha de-terminado el valor de k.

k = A· (3)

Por lo tanto, en este caso hay únicamente un pará-metro de control que se envíe desde el remitente en ellado del cliente (EJS view, Fig. 1) al controlador de Lab-VIEW: la posición del motor NXT sobre el raíl (x). La in-formación devuelta desde el lado del servidor al receptoren el lado del cliente es la fuerza medida y la posicióndel motor dada por el encoder. El otro modo disponiblepara medir su posición (usando la regla) no requiere elenvío de datos puesto que las medidas se toman visual-mente a través de la imagen de la webcam.

a. Actividades en simulación

El experimento simulado sirve para que el estudian-te descubra la ley de Hooke y vea cómo varía la energíapotencial (V) cuando se estira o comprime el muelle. Lagráfica superior de la Figura 2 muestra la ley de Hooke(la relación lineal entre F y x) mientras que la inferior re-presenta el valor de V frente al estiramiento o compre-sión del muelle. Ambas gráficas se actualizan de formadinámica cuando el estudiante mueve la bola unida almuelle (pinchando en ella con el ratón y arrastrando). Seusa un valor por defecto para la constante del muelle(k = 1), pero éste puede ser cambiado en cualquier mo-mento usando la interfaz del experimento simulado. Losdatos recogidos tanto durante la realización del experi-mento real como del simulado se pueden grabar en fi-cheros de texto de tal modo que el estudiante puedecomparar los resultados teóricos con los reales y analizarlas posibles diferencias.

b. Actividades en remoto

La Figura 7 muestra la GUI cuando el estudiante seconecta al laboratorio remoto. Aparecen entonces dosdisplays en la esquina superior izquierda de la ventanaprincipal: uno para mostrar la fuerza medida y otro paraindicar el estiramiento del muelle. La barra deslizable seusa para cambiar la posición del motor sobre el raíl y,por tanto, el estiramiento del muelle. Al igual que en elexperimento de la ley de Snell, una webcam muestra laimagen del experimento en la parte derecha de la venta-

na, mientras que en la parte izquierda hay una gráficaque cambia dinámicamente a fin de representar la fuerzafrente a la elongación del muelle, mostrando así la ley deHooke.

Aunque el fenómeno físico que se estudia en esteexperimento es sencillo, sigue habiendo muchas otrasactividades importantes relacionadas con la metrologíaque se pueden realizar a través de este laboratorio. Porejemplo, las incertidumbres en las medidas son algo queel estudiante debe tener en cuenta. Tal y como ya semencionó las incertidumbres en las medidas para esteexperimento son: δx = {± 0,4 mm, ± 1 mm} (depen-diendo de cómo se mida el estiramiento del muelle, sipor medio del encoder del motor o usando la regla),δl ≈ 0 para la longitud natural del muelle y δF = ± 0,01N para las medidas de la fuerza de recuperación del mis-mo. Considerando el último valor y la constante elásticadel muelle utilizado (14 N/m), los estudiantes deberíanentender que necesitan tomar medidas con al menos0,7 mm de diferencia entre cada estiramiento del muellea fin de ser capaces de medir diferencias en la fuerza.

La gráfica de la Figura 7 muestra mucho ruido debi-do al movimiento del motor (que no es perfectamentesuave) y a la limitada precisión del sensor de fuerza.Sin embargo, los estudiantes pueden tomar pares de me-didas individuales de F-x y representar dichos puntos enotra gráfica distinta. Todo esto se hace por medio de laGUI de la Figura 7. El botón «Medir» dibuja el par F-xque se tenga en ese instante sobre dicha gráfica, la cualpuede verse pulsando en la pestaña inferior llamada

El


Figura 7. Experimento remoto de la ley de Hooke.

«Gráfica». La Figura 8 muestra un ejemplo de esta gráfi-ca representando una regresión lineal usando unos pocospuntos, que son medidas particulares reales de este ex-perimento.

Al representar los datos de esta manera, el ruidoque aparecía en la Figura 7 parece desaparecer (aunquela incertidumbre sigue afectando a las medidas, de modoque, en efecto, el coeficiente de correlación de la regre-sión no es exactamente 1). En este caso, la regresión li-neal da un resultado de k = 13,7 ± 0,2 (N/m), lo que seaproxima bastante al valor real de la constante elásticadel muelle (14 N/m) y el error relativo es pequeño (cercadel 1,5%).

También se puede practicar el cálculo de incerti-dumbres, ya que los alumnos deberían dar sus resultados(el valor de la constante del muelle y el del módulo deelasticidad) con las incertidumbres asociadas. Siguiendoestas ideas, este experimento puede así mismo servirpara que los alumnos reflexionen acerca de la importan-cia de utilizar herramientas y dispositivos equilibrados.En este caso, por ejemplo, la gran precisión para las me-didas del estiramiento del muelle (usando el encoder delmotor) no sirve de mucho y se desperdicia en parte a lahora de determinar la constante del muelle debido a lapeor precisión del sensor de fuerza.

Finalmente, a fin de obtener k, los estudiantes debenrealizar regresiones lineales con los datos recogidos tan-to para el experimento simulado como para el remoto ydeben también comparar los resultados de las gráficasmostradas en las Figuras 2 y 7. Por tanto, los ajustes por

mínimos cuadrados (manuales y/o computerizados) y lacomparación de resultados teóricos y experimentales sonaspectos que también se practican por medio de esteexperimento.

5. CONCLUSIONES Y TRABAJO FUTURO

FisL@bs continua el trabajo iniciado con el proyec-to AutomatL@bs, extendiendo su utilidad desde la edu-cación en Ingeniería de Control a la educación en Cien-cias Físicas. FisL@bs hereda la sólida estructura de suexitoso homólogo y cambia únicamente los experimen-tos remotos y simulados para apropiarlos a un curso deFísica. Se pretende que FisL@bs comience a funcionarcomo experiencia piloto durante el curso 2010-2011, conun repertorio inicial de unos 5 ó 6 experimentos (típicostodos de cursos introductorios) de diferentes campos dela Física. Los planes a largo plazo son mantener esteportal y desarrollar y añadir nuevos experimentos remo-tos y virtuales a la red para cursos más avanzados.

Para los dos ejemplos aquí presentados, los experi-mentos simulados sirven a los estudiantes como un pri-mer contacto con el fenómeno que se estudia: descubrirlas leyes de Snell y de Hooke y analizar la variación dela energía potencial de un muelle. Continuando el estu-dio de estos mismos ejemplos, la experimentación remo-ta permite a los estudiantes comprobar empíricamentelas leyes de Snell y de Hooke con un experimento real.Aunque estos experimentos (y los fenómenos que tratan)son relativamente sencillos, los estudiantes no sóloaprenderán acerca de asuntos como la refracción, la re-flexión, los índices de refracción, los muelles y la ley deHooke, sino que también lo harán sobre temas como lamedida de incertidumbres, cálculo de errores y regresio-nes lineales, etc. Los datos recogidos durante las experi-mentaciones reales y simuladas pueden ser guardados, demodo que los estudiantes pueden comparar y contrastarlos resultados teóricos con los empíricos, lo que consti-tuye uno de los pasos fundamentales del método cientí-fico. Dado que tanto el control remoto de la elongacióndel muelle como el del posicionamiento del láser se hacecon una precisión alta (comparable con la utilizada en larealización de estos experimentos en el laboratorio pre-sencial), los estudiantes obtienen medidas suficiente-mente buenas con las que poder trabajar.

Hay otros experimentos que se encuentran en pro-ceso de desarrollo, como el péndulo rígido, el banco óp-tico, la fresadora, etc. Todos estos experimentos (tanto en


Figura 8. Regresión lineal efectuada con los datos recogidos en elexperimento remoto.


versión simulada como remota) serán integrados en lared de laboratorios de física que constituyen [email protected] usarán la misma estructura y las mismas herra-mientas de software, aunque los materiales para susmontajes difieran. La fresadora, por ejemplo, está cons-truida también con piezas de Lego y su diseño está ba-sado en el que se muestra en [27]. Emplea tres motoresNXT, un sensor de contacto, un par de pistones neumá-ticos, el brick inteligente NXT, un sensor de voltaje, unafuente de alimentación y muchas otras piezas de Lego.Dos de los motores NXT controlan la posición en lascoordenadas «x» e «y» del sensor de voltaje mientras queel tercero se encarga de los pistones neumáticos, permi-tiendo que el sensor baje o suba para estar (o no) encontacto con la hoja de papel resistivo e iniciar (o cesar)la medición. La Figura 9 muestra una imagen del mon-taje para este experimento de electrostática. Aunque di-cho montaje está terminado, el experimento virtual yalgunos detalles del control remoto aún están siendoperfilados.

BIBLIOGRAFÍA

1. Chang, G.W., Yeh, Z.M., Chang, H.M. and Pan, S.Y.,«Teaching Photonics Laboratory Using Remote-Con-trol Web Technologies», IEEE Trans. Edu., 48, 642–651 (November 2005).

2. S.C. Sivakumar, W. Robertson, M. Artimy andAslam, N., «A Web-Based Remote Interactive Labo-

ratory for Internetworking Education», IEEE Trans.Edu., 48, 586-598 (November 2005).

3. Alhalabi, B. et al. «Remote Labs: An innovative Leapin the World of Distance Education», Proc. of the 4thMulti Conf. on Systemic, Cybern. and Informatics,and the 6th Int. Conf. on Information Syst., Anal.and Synthesis, Orlando, Florida, 303-307 (July2000).

4. Gorrel, J., «Outcomes of Using Computer Simula-tions», J. of Research on Comp. Educ., 24-3, 359-366 (1992).

5. Hwang, F.K., «NTNU Virtual Physics Laboratory:Java Simulations in Physics», Multimedia in PhysicsTeaching and Learning Conference, Udine, Italia(2009).

6. Christian, W. and Belloni, M., Physlet Physics, Pren-tice Hall, EE.UU. (2004).

7. Kocijancic, S., «Online Experiments in Physics andTechnology Teaching», IEEE Trans. Edu., 45, 26-32(February 2002).

8. Schauer, F., Kuritka, I. and Lustig, F., «Creative Lab-oratory Experiments for Basic Physics using Com-puter Data Collection and Evaluation Exemplifiedon the Intelligent School Experimental System(ISES)», iNEER Special Volume: Innovations 2006,305-312 (2006).

9. Park, S.T., Lee, H., Yuk, K.C. and Lee, H., «Web-BasedNuclear Physics Laboratory», Recent Research Devel-opments in Learning Technologies, 1165–1169 (2005).

Figura 9. Fresadora para elexperimento de electrostática.


10. Schauer, F., Lustig, F. and Ozvoldova, M., «RemoteScientific Experiments Across Internet: PhotovoltaicCell Characterization», Interactive Aided Comput.Learning, Villach, Austria (September 2006).

11. Gurkan, D., Mickelson, A., and Benhaddou, D., «Re-mote Laboratories for Optical Circuits», IEEE Trans.Edu., 51, 53-60 (February 2008).

12. Macías, M.E. and Méndez, I., «eLab - Remote Elec-tronics Lab in Real Time», IEEE Frontiers in Educ.Conf. - Global Eng.: Knowledge Without Borders,Opportunities Without Passports, S3G-12–S3G-17(October 2007).

13. Moon, I., Han, S., Choi, K., Kim, D., Jeon, C., Lee, S.and Woo, S., «A Remote Laboratory for Electric Cir-cuit using Passive Devices Controlled», Proc. of theInt. Conf. on Engineering Educ., Budapest, Hungría(July 2008).

14. Gröber, S., Vetter, M., Eckert, B. and Jodl, H.J., «Re-motelly Controlled Laboratories: Aims, Examplesand Exercises», American J. of Physics, 76-4, 374-378 (2008).

15. Vargas, H. et al., «The Spanish University Network ofWeb-based Laboratories for Control Engineering Ed-ucation: The AutomatL@bs Project», European Con-trol Conf., Budapest, Hungría (2009).

16. Dormido, R., Vargas, H., Duro, N., Sánchez, J.,Dormido-Canto, S., Farias, G., Esquembre, F. andDormido, S., «Development of a Web-Based ControlLaboratory for Automation Technicians: The Three-Tank System», IEEE Trans. Edu., 51, 35-43 (Fe-bruary 2008).

17. Esquembre, F., «Easy Java Simulations: A SoftwareTool to Create Scientific Simulations in Java», Com-put. Physics Commun., 156-2, 199–204 (2004).

18. Christian, W. and Esquembre, F., «Modelling Physicswith Easy Java Simulations», The Physics Teacher,45-8, 475-480 (November 2007).

19. Gillet, D., Nguyen Ngoc, A.V. and Rekik, Y., «Collab-orative Web-based Experimentation in FlexibleEngineering Education», IEEE Trans. Edu., 48, 696-704 (November 2005).

20. Vargas, H., Sánchez, J., Dormido, S., Salzmann, C.,Gillet, D. and Esquembre, F., «Web-Enabled RemoteScientific Environments», Comp. Sci. and Eng., 11-3,36-46 (2009).

21. Travis, J. «Using Java with LabVIEW», InternetApplications in LabVIEW, Prentice-Hall, EE.UU.(2000).

22. Iversen, T.K. et al. «Model-checking real-time con-trol programs: verifying LEGO(R) MINDSTORMSTM

systems using UPPAAL», 12th Euromicro Conf. onReal-Time Syst., Estocolmo, Suecia, 147-155 (June2000).

23. Trung, P. et al., «Development of Vision Service inRobotics Studio for Road Signs Recognition andControl of LEGO MINDSTORMS ROBOT», IEEE Int.Conf. on Robotics and Biomimetics, Bangkok, Tai-landia, 1176-1181 (February 2008).

24. Kim, S.H. and Jeon, J.W., «Introduction for Freshmento Embedded Systems Using LEGO Mindstorms»,IEEE Trans. Edu., 52, 99-08 (February 2009).

25. García-Cerezo, A. et al., «Using LEGO Robots withLabVIEW for a Summer School on Mechatron-ics», Proc. 2009 IEEE Int. Conf. on Mechatronics,Málaga, España, 1-6 (April 2009).

26. Dormido, S. et al., «Developing and ImplementingVirtual and Remote Labs for Control Education: TheUNED pilot experience», 17th Int. Federation of Au-tomat. Control World Congr., 8159-8164 (July 2008).

27. I. Newton, Opticks or a treatise of the reflections, re-fractions, inflections and colours of light. London(1704).

28. A. Søborg, Anders’ Mindstorms Page [Online]. Dis-ponible en: http://www.norgesgade14.dk/index.php.

Luis de la Torre CubilloDpto. de Informática y Automática

ETS de Ingeniería Informática

Juan Pedro Sánchez FernándezDpto. de Física de los Materiales

��


RECENSIONES DE LIBROS

MECÁNICA CUÁNTICA.FUNDAMENTOS Y APLICACIONES

Autores: Marcelo Alonso y Henry Valk.Edición a cargo de Jesús Martín MartínEditorial: Ediciones Universidadde Salamanca, 760 págs. (2009)ISBN: 978-84-7800-330-3

Muchos físicos en todo el mundo iniciaron sus estu-dios universitarios con el libro Física de Marcelo Alonsoy Edward Finn, el «Alonso-Finn»como se le conocía familiarmente.La primera edición del libro data de1967 y se enmarca en esa campañade renovación de los textos de físi-ca que se produjo en los EstadosUnidos en la década de los 60. Des-de entonces el libro ha tenido con-tinuas reediciones y mejoras: se hanvendido más de 1.500.000 ejempla-res y se ha traducido a 15 idiomas.

Menos conocido era que Mar-celo Alonso había escrito también,en colaboración con Henry Valk,un texto sobre Mecánica Cuántica,que publicó Addison Wesley en1983, aunque dejó de editarse añosmás tarde.

En sus últimos años de vida,Marcelo Alonso mantuvo una intensa relación con lafísica en España. Sus visitas eran frecuentes, especial-mente para participar en encuentros sobre la enseñanzade la física. De uno de estos encuentros nació la idea dehacer una edición española de su libro, tarea cuya direc-ción asumió Jesús Martín. Alonso acogió la idea conentusiasmo y escribió unas notas introductorias paraesta nueva edición. Desgraciadamente, Marcelo muriósin ver la obra concluida.

El libro se titula Mecánica Cuántica. Fundamentosy Aplicaciones. Afirman los autores que «aunque exis-

ten muchos textos… solo hay unos pocos que ponen elacento adecuadamente en la aplicación de las técnicascuánticas a problemas específicos, tal y como ocurrecon otros textos orientados, por ejemplo, a la MecánicaClásica o al Electromagnetismo». El presente libro, enconsecuencia, ha sido escrito con el propósito de cubrirla necesidad de una exposición de este tipo, sin des-preciar en exceso los fundamentos de la MecánicaCuántica».

Los capítulos 1 y 2 constituyen una buena exposi-ción de la mecánica ondulatoria elemental: ecuaciónde Schrödinger estacionaria y dependiente del tiempo,corriente de probabilidad, pozos de potencial, escalones

y barreras, etc. También incluye untratamiento, basado en el princi-pio de correspondencia, de la ra-diación dipolar, probabilidades detransición y reglas de selección.Concluye con una interesante dis-cusión de la molécula de amoniacocomo ejemplo de un pozo doblecon efecto túnel.

El capítulo 3 expone el forma-lismo abstracto de la mecánicacuántica. Como ya es habitual enmuchos textos similares, los auto-res optan por definir directamentelos bra como simples vectoresconjugados de los kets sin pasarpor la introducción de los funcio-nales en un espacio dual. Acepta-do este «atajo», el capítulo explica

de un tirón la teoría de la transformación, la descom-posición espectral de operadores, las representacionesde posiciones y momentos y las imágenes de Schrödin-ger, Heisenberg e interacción.

El capítulo 4 trata de las fuerzas centrales. Se incluyeaquí el estudio de los estados moleculares de vibración yrotación. Más sorprendente es la inclusión en este capí-tulo del estudio de sistemas en presencia de un campomagnético; en cualquier caso, es un tema que debe estartratado en cualquier libro, independientemente de en quélugar se incluya.

��

��


El capítulo 5 está dedicado a los métodos aproximadospara estados acotados: método variacional, WKB y méto-dos perturbativos con diferentes variantes. Dentro del mé-todo variacional hay interesantes aplicaciones al estudiodel átomo de He y la molécula H2

+.El capítulo 6 trata la teoría formal del momento an-

gular.El capítulo 7 trata las interacciones dependientes

del espín, con interesantes aplicaciones a los efectoseléctricos y magnéticos en las interacciones nucleares.Además, y esto es algo difícil de encontrar en otros li-bros, utiliza el formalismo del isospín para estudiar lasinteracciones fuertes.

El capítulo 8 trata los sistemas de muchas partículas,aunque se centra básicamente en sistemas de fermiones. Seestudian así las estructuras de átomos y moléculas. Tam-bién se trata el formalismo partícula-hueco y se aplica a lí-quidos de Fermi, aunque no hay una aplicación concreta ala teoría de los metales y los semiconductores. Por el con-trario, apenas se consideran sistemas de bosones.

El capítulo 9 trata de las perturbaciones dependientesdel tiempo y los procesos radiativos. Como es habitualse incluye la cuantización del campo electromagnético yse estudia la absorción y emisión de radiación. Pero másallá de esto, hay aquí un interesante conjunto de aplica-ciones que no se suelen encontrar en textos introducto-rios: dispersión Raman, efecto Lamb, momento magnéti-co anómalo.

El capítulo 10 trata la teoría de la dispersión, inclui-da la dispersión por fuerzas dependientes del espín ylos efectos de polarización.

El capítulo 11 trata la mecánica cuántica relativista yel capítulo 12 es una buena introducción a la teoríacuántica de campos, con la utilización de los diagramasde Feynman que ya se habían introducido de forma ele-mental en el capítulo 8.

El libro se completa con tres apéndices sobre Mecá-nica Relativista, Transformación de Fourier y FuncionesEspeciales.

Dada la fecha de su publicación original, es explica-ble que no se traten temas que han cobrado relevanciadesde entonces: condensados de Bose-Einstein, teoría dela medida, información cuántica, entrelazamiento, etc.(En este sentido es discutible la afirmación de que «pocoha cambiado la mecánica cuántica desde la fecha de pu-blicación del libro en lo que se refiere a sus aspectosfundamentales».) Pero ya se ha dicho que el acento estápuesto fundamentalmente en las aplicaciones, y éstas

son realmente interesantes y variadas. Hay que señalar,no obstante, que las aplicaciones se limitan al dominioatómico, nuclear y molecular, y no se extienden a la fí-sica del estado sólido, metales, semiconductores, etc. queya disponen de una abundante bibliografía por sí mismas.

Como ya se ha dicho, los autores escribieron unasnotas para la edición española. No obstante, dichas notasson básicamente introducciones históricas y no modifi-can la estructura ni los contenidos del libro original.Por ello se han incluido todas al principio de la ediciónespañola.

El libro, con una selección apropiada de capítulos,dada la abundancia de material, puede ser utilizado comolibro de texto en un curso de Mecánica Cuántica. Adicio-nalmente puede ser un buen libro de consulta para algu-nos temas más específicos que rebasan los contenidosde un Grado. Por ello, esta traducción es bienvenida es-pecialmente en un mercado en lengua castellana, dondela existencia de textos de esta materia es bastante escasa.

J. Javier García SanzDpto. de Física Fundamental

TOXICOLOGÍA FUNDAMENTAL(4ª edición)

Autores: Manuel Repetto Jiménez yGuillermo Repetto KuhnEditorial: Díaz de Santos, 587 págs. (2009)ISBN: 978-84-7978-898-8Precio: 54,00 €Vista previa del libro: http://www.diazdesantos.es/libros/repetto-jimenez-manuel-toxicologia-fundamental-C0000410004015.html#contenido

Contenido: Desarrollo y evolución histórica de la Toxi-cología. Conceptos y definiciones: Toxicología, Toxici-dad. Tránsito de los xenobióticos en el organismo: Toxi-cinética. Biotransformaciones de los tóxicos. Fenómenosde inhibición, activación e inducción enzimática. Meca-nismos de toxicidad. Factores que modifican la toxicidad.Interacciones entre fármacos. Antagonistas y antídotos.Evaluación de la toxicidad y del riesgo: Toxicología ex-perimental. Toxicología clínica. Diagnóstico de la into-xicación. El análisis químico-toxicológico. Sistemáticasanalíticas toxicológicas. Bases generales para la asisten-cia y tratamiento de intoxicados.


En esta nueva edición, los autores siguen mante-niendo el mismo número de capítulos (16), pero introdu-ciendo los avances más importantes en las distintas face-tas de esta ciencia. Se mantiene la misma estructura de latercera edición, manteniendo aquellos capítulos dedicadosal conocimiento de los principales cimientos de la Toxi-cología: bases químicas, biológicas, bioquímicas, anató-micas y fisiológicas, que se van profundizando a lo largode los capítulos, tratando de incorporar los conocimientostoxicológicos basados en la evidencia más reciente y losavances sobre mecanismos de toxicidad que permitencomprender los procesos fisiopatológicos y las posibili-dades terapéuticas. Igualmente, las bases toxicocinéticascontribuyen al diagnóstico y a la interpretación de los re-sultados analíticos; se renueva en su totalidad el capítulo11 dedicado a la evaluación de la toxicidad y del riesgotóxico. Se han introducido nuevos esquemas, figuras ytablas que ayudan a clarificar los conceptos con menorexigencia memorística. Tal y como comentan los autores,la Toxicología mecanicista, hoy en día, es más importan-te que la descriptiva clásica con el estudio del tóxico a tó-xico, relegado a diccionarios o enciclopedias.

El libro resulta de gran utilidad para todos los estu-diosos y profesionales, y no sólo de la Toxicología yciencias afines (Ciencias Experimentales, de la Vida yAmbientales, Medicina Clínica y Forense, Ingenierías,etc.). El libro no es un diccionario o catálogo de tóxicossino una revisión progresiva y panorámica de la cienciatoxicológica en nuestros días.

J. Senén Durand AlegríaDpto. de Ciencias Analíticas

NI TONTAS NI LOCAS.LAS INTELECTUALES EN EL MADRIDDEL PRIMER TERCIO DEL SIGLO XX

Coordinadoras: Paloma Alcalá Cortijo, CapiCorrales Rodrigáñez y Julia López GiráldezEditorial: FECYT (febrero, 2009)

Este libro surgió como un proyecto en el Año de laCiencia 2007, proclamado así para celebrar el centenariode la creación de la Junta de Ampliación de Estudios(JAE) y dar un impulso fundamental a la cultura cientí-fica en nuestro país. La celebración del Año de la Cienciaen España representó una oportunidad única para pro-mover la cultura científica de la ciudadanía, realizandoun esfuerzo por mejorar la comunicación entre los in-vestigadores y la población en general y por propiciar enla sociedad un mejor conocimiento sobre el rol de laciencia y la tecnología en el desarrollo socioeconómico yel bienestar social. Con todo ello se pretendía, en primerlugar, que la ciudadanía fuera más capaz de comprendery de valorar el esfuerzo de todas las administraciones porfomentar la investigación científica y tecnológica; ensegundo lugar, estimular entre los ciudadanos el interéspor la ciencia y la tecnología, así como fortalecer las en-señanzas científico-técnicas mediante el aumento de vo-caciones y la mejora docente, y, en tercer lugar, que elsistema científico-tecnológico estuviera más abierto alas inquietudes y a los intereses de los ciudadanos. Y nodebemos olvidar que las mujeres constituyen la mitad deesa ciudadanía.

Cuentan María Te-resa León y CarmenBaroja en sus respecti-vas memorias que, alinvitar a Jacinto Bena-vente a dar una confe-rencia en el LyceumClub de Madrid, el au-tor contestó que nohablaba «a tontas y alocas». Esta institución,una de las muchascreadas durante el pri-mer tercio del sigloXX, nació de la manode un grupo de muje-res, en absoluto tontas,


Portada del volumen 1: Ni tontasni locas. Las intelectuales en el

Madrid del primer terciodel siglo XX.


pero que debían de tener un punto de locura para lan-zarse a la aventura intelectual de modernizar España.Esa empresa había recibido su máximo impulso en 1907con la creación de la Junta de Ampliación de Estudios eInvestigaciones Científicas, que se ha considerado elprimer proyecto modernizador de la cultura emanadodel Estado y que apostaba por la ciencia como elemen-to fundamental de ésta. Este libro quiere ser un pe-queño reconocimiento a muchas de las que lo hicieronposible.

A comienzos del siglo XX, el analfabetismo era casigeneral en nuestro país, pues alcanzaba a más del seten-ta y uno por ciento en las mujeres y el cincuenta y cincopor ciento en los hombres. Poco a poco se fue reducien-do y las mujeres comenzaron a frecuentar las universi-dades. Las mujeres españolas podían entrar en la Uni-versidad desde 1868, pero en el año 1882 una RealOrden suspendió ese derecho a menos que lo permitierala autoridad competente. Cuando se creó la Junta deAmpliación de Estudios e Investigaciones Científicas(JAE), todavía no se les permitía el acceso sin restriccio-nes, pero en 1910 el Ministro de Instrucción Pública,Julio Burell, promovió la Real Orden que permitía el ac-ceso de las mujeres a la Universidad libremente.

El primer tercio del siglo XX fue un periodo en elque se crearon nuevos e importantes mecanismos e ins-tituciones para mejorar y promover la investigación yeducación científicas. La JAE hizo suyas las ideas de la

Institución Libre de Enseñanza, querevolucionó la docencia desde finalesdel siglo XIX, abogando por la li-bertad de cátedra, laica y sin dog-matismos e introduciendo nuevosmétodos pedagógicos y teorías cien-tíficas. Dicha institución mantuvouna línea fuerte de apoyo a la edu-cación de las mujeres y a su promo-ción en la investigación y a la do-cencia. La Residencia de Señoritas,que junto con la de varones forma-ban la Residencia de Estudiantes y através de la JAE dependía del Minis-terio de Instrucción Pública, no sólopermitió que mujeres de fuera deMadrid pudieran ir a esa ciudad acursar estudios universitarios o demagisterio sino que contribuyó demanera activa a crear una atmósfera

fértil a la vez que fomentó en las mujeres jóvenes de laépoca aspiraciones personales y profesionales. En ella seofrecían actividades y servicios tales como laboratorios,biblioteca, cursos de idiomas, conferencias y clases com-plementarias a las que se impartían en la Universidad.

Además, la JAE desarrolló un programa de pensioneso becas para cursar estudios o investigar en el extranje-ro, del que no sólo se aprovecharon los varones: entre1908 y 1934, se concedieron 121 pensiones a mujeres, 8de las cuales fueron a grupos para visitar el funciona-miento educativo de otros países. Gracias a estas pen-siones algunas mujeres pudieron estudiar la situaciónsocial de las mujeres en Europa, los aspectos pedagógicosde la enseñanza de las ciencias, problemas o técnicas es-pecíficas y especializarse en diversas disciplinas que ibandesde las matemáticas a las humanidades, pasando por lafisiología general y vegetal, la genética o la botánica.

Las mujeres físicas y químicas, por ejemplo, tuvieronun papel destacado en esta época, pues fueron numero-sas las que pasaron por el Instituto Nacional de Física yQuímica, como becarias o colaboradoras y contribuye-ron, fundamentalmente, en dos campos: el de la espec-troscopia y el de la electroquímica. Todas ellas fueron«alumnas brillantes e investigadoras fructíferas». Perte-necían a la clase media ilustrada, pues eran hijas defuncionarios, catedráticos, etc., y con madres que ejer-cían de amas de casa. Para que nos hagamos una idea, elgrupo de científicas del Instituto Nacional de Física y

��

Biblioteca de la Residencia de Señoritas (c/ Fortuny, 53, Madrid).


Química (en sumayoría licencia-das en Química oFarmacia, sólo seisen Física) realizóun total de 63 pu-blicaciones entre1931 y 1937.

En la décadade 1920, el núme-ro de becadas opensionadas au-mentó significati-vamente, gracias,en parte, al acuer-do suscrito con laAssociation of Co-llegiate Alumnae,fundada en Esta-dos Unidos en1881 con el objeti-vo de promover la educación universitaria de las muje-res. Dicho acuerdo permitió intercambiar alumnas y pro-fesoras entre las universidades españolas y los Women’sColleges norteamericanos, que complementaba otro sus-crito previamente con el International Institute for Girlsde Madrid.

Así pues, a lo largo del primer tercio del siglo XX lasespañolas se unieron a sus congéneres europeas y norte-americanas en su afán por incorporarse a estudios, pro-fesiones y actividades que antes les estaban vedadas, yentraron a formar parte de los grupos de investigación ylas sociedades científicas. Por ejemplo, en este periodoentra la primera mujer en una Real Academia: MercedesGabrois fue admitida en la Real Academia de la Historiaen 1932, aunque ingresó en 1935 (tendrían que pasarmás de cincuenta años para que otra mujer ingresara enotra Real Academia: María Cascales lo hizo en la deFarmacia en 1987). La JAE, animada por María de Maez-tu, auténtica y entusiasta impulsora de la educación su-perior de las mujeres y de la moderna renovación peda-gógica en todos los niveles, contribuyó a ello con supolítica equitativa de becas, dejando las mujeres de seruna excepción en la ciencia y la cultura españolas. Sinembargo, estas y otras muchas mujeres han estado y es-tán en el olvido, algo que pretende corregir esta obra.

A comienzos del año 2007, la Fundación Españolapara la Ciencia y la Tecnología (FECYT) reunió un grupo

de expertas que debían ocuparse de proponer, diseñar oevaluar acciones encaminadas a recuperar el trabajo ylas vidas de las mujeres en este periodo singular de nues-tra época. El grupo estaba formado por Paloma Alcalá,Antonio Canales, Rosa María Capel, Capitolina Díaz,Consuelo Flecha, Alicia Gómez Navarro, Carmen Maga-llón, Elisa Navas, Pilar Piñón, Ana Romero y yo misma,que en aquél entonces estaba al frente de la Fundación.Su trabajo y esfuerzo dio como resultado diversas acti-vidades como seminarios, exposiciones, etc. Este libro, acargo de Paloma Alcalá, Capi Corrales y Julia LópezGiráldez pretende, como no podía ser menos, recuperar aesas mujeres que han contribuido a nuestro pensamiento,a nuestra cultura, en especial la científica. A hacerlasvisibles.

Las autoras han contado para ello con la colabora-ción de un nutrido grupo de especialistas: Rosa CapelMartínez, Antonio Canales Serrano, Consuelo FlechaGarcía, Carmen Magallón Portolés, Teresa Marín Eced,Isabel Pérez-Villanueva, Pilar Piñón, Mercedes Rico Ca-rabias y Conchita Zamacona. El libro, en dos volúmenes,se estructura de la siguiente manera. En primer lugar senos ofrece una panorámica de la lucha por conseguir elacceso a la educación en Europa y América y el papelque el Instituto Internacional desempeñó en España. Enla segunda parte, «Tiempo de Esperanza. España 1900-1936» se analiza la situación de la mujer en España

��

Páginas 206 y 207 del primer volumen.

(dando la palabra a una de nuestras feministas avantgarde, Dña. Emilia Pardo Bazán), de la educación ‘fe-menina’ y del feminismo en ese periodo. En la terceraparte, «Madrid se abre al mundo. Ni tontas ni locas», sepresenta la renovación pedagógica que para elconocimiento en general y para las mujeres en particularsupuso la Institución Libre de Enseñanza y la JAE, conespecial atención a la Residencia de Señoritas y a su di-rectora, María de Maeztu, tan injustamente invisibilizada.Termina este primer volumen con un «Epílogo» que cons-ta de tres secciones: en una, Josefina Rico Carabias evo-ca a su madre, la singular Josefina Carabias, que tantoslímites rompió; en otra, Conchita Zamarcona, antiguaresidente, recuerda la Residencia y cómo se fue de ellasin saber que sería para siempre (palabras que la Sra. Za-marcona pronunció en el acto Memoria y homenaje:Científicas, pensadoras y educadoras de la Edad de Pla-ta, organizado por FECYT en junio de 2007). Y PalomaAlcalá y Antonio Canales, en un sentido, sintético y lú-cido artículo presentan el desolador paisaje que quedó enla educación y la ciencia españolas tras la Guerra Civil.A lo largo del libro se van intercalando biografías demuchas de las mujeres, desconocidas para la mayoría ysobre todo para las y los jóvenes, que contribuyeron alflorecimiento del conocimiento en este periodo. Estetomo termina con un listado de esas mujeres y lo quefue de ellas tras la contienda.

El segundo volumen de este libro nos propone yofrece un paseo por el Madrid en el que vivieron nues-tras protagonistas, por los edificios en los que estudiarono trabajaron, por los cafés en los que se citaban y char-laban. Todo ello con magníficos dibujos salidos de la

pluma de Capi Corralesque complementan laslucidas y resplande-cientes ilustraciones quehay en los dos volú-menes. Y hay que re-saltar, además, lacuidadísima y vistosaedición que la FECYT hahecho de esta obra.

En los años treinta,las mujeres eran sólo el8,8% de los estudiantesuniversitarios. Hoy endía, constituyen más del60% y, sin embargo, las

catedráticas de universidad apenas llegan al 14%. A pe-sar de que Gloria Begué fue la primera mujer en ser De-cana de una universidad española en 1969 (en la Facul-tad de Derecho de la Universidad de Salamanca), hoy,cuarenta años después, el número de rectoras es mera-mente anecdótico y lo mismo sucede con las académicasu otros puestos de responsabilidad o toma de decisiones.

Desde aquél año de 1907, que dio origen a este libro,es mucho lo conseguido, es cierto. Pero todavía quedamucho por hacer. Eliminar la discriminación jerárquica overtical que deja a la mayoría de las mujeres en los ni-veles más bajos o intermedios de los escalafones de susrespectivas carreras; romper el techo de cristal, invisiblepero sofocante; acabar con la discriminación horizontalo territorial que relega a las mujeres a profesiones ocampos marcados por el sexo (algo que se va reconfigu-rando en el conocimiento, aunque aún quedan camposresistentes como las ingenierías o la filosofía).

Aún así, vamos avanzando. Y todo eso no habríasido posible sin muchas mujeres que nos precedieron yde muchas y muchos que nos acompañan en este cami-no. Pero, sobre todo, de mujeres que han sabido estudiar,indagar, avanzando en el conocimiento. En un conoci-miento que, respetando las diferencias, cuando las hu-biere, promueve valores como la novedad o la mutuali-dad de interacción. Que da preferencia a programas deinvestigación que incorporan relaciones de cooperación,no de dominador/subordinado y, por tanto, propicia elcontrol democrático de la investigación. Un conoci-miento, en suma, que promueve la igualdad entre todoslos seres humanos.

Y aún falta mucho por hacer, por lo que no debemosrenunciar al papel que nos corresponde en la sociedad,en la cultura o en las profesiones. La lucha no es nuevay tenemos modelos de referencia: por lo menos, las mu-jeres que aparecen en este libro que, sin duda, no son to-das. Y no eran ni tontas, ni locas, tan solo mujeres que,hace ya un siglo, como nosotras hoy, luchaban y apos-taron por los mismos ideales de justicia e igualdad.

Los interesados en estos dos volúmenes pueden ac-ceder a ellos a través de las siguientes direcciones:

http://www.fecyt.es/fecyt/docs/tmp/1256490884.pdfhttp://www.fecyt.es/fecyt/docs/tmp/-1595437946.pdf

Eulalia Pérez SedeñoDpto. de Ciencia, Tecnología, Sociedad

Instituto de Filosofía (CSIC)

��

Portada del volumen 2: Un paseo porMadrid.


Documents

N.º 2 REVISTA DE LA FACULTAD DE CIENCIAS DE LA UNED digital