El Ego de Newton, las Matemáticas de Leibniz.

Isaac Newton, un nombre que resuena en la historia de la ciencia como sinónimo de genialidad. Pero detrás de esa figura mítica que formuló las leyes del movimiento y la gravitación universal, se esconde un rasgo que, en retrospectiva, podría haberse considerado su mayor obstáculo: su ego.

A lo largo de la historia, el ego de los genios ha sido tanto su motor como su perdición. Newton, lejos de ser una excepción, utilizó su imponente intelecto para perseguir la perfección en una ciencia que, por naturaleza, es imperfecta y en constante evolución. El deseo de controlar su legado, de garantizar que su nombre quedara grabado con fuego en la historia, lo llevó a entrar en una serie de batallas científicas que, en última instancia, desviaron su atención del verdadero objetivo de cualquier científico: el conocimiento.

Newton en 1702 (Godfrey Kneller)

El conflicto con Leibniz: ¿Un duelo de egos?

La disputa entre Newton y Leibniz por la invención del cálculo es uno de los episodios más célebres de la historia científica. Mientras que Newton desarrolló su versión del cálculo en la década de 1660, Leibniz lo hizo de forma independiente, pero fue el primero en publicarlo, ganándose el reconocimiento por su notación y claridad. La reacción de Newton fue inmediata y feroz: acusó a Leibniz de plagiar su trabajo, desatando una guerra de egos que dividió a la comunidad científica por generaciones.

El problema no solo fue la controversia, sino cómo el ego de Newton influyó en su manera de enfrentar la situación. En lugar de abrir un diálogo constructivo, prefirió descalificar y manipular los hechos para asegurarse de que su versión fuera la única aceptada. La ciencia, en este caso, fue utilizada como un campo de batalla personal, donde la búsqueda de la verdad se vio empañada por intereses egoístas.

Un excelente ejemplo de la diferencia en las actitudes de ambos genios es como cada uno de ellos respondió al hecho irrefutable de que había discrepancias entre lo que la teoría gravitatoria predecía para las órbitas de los planetas y lo que se observaba realmente.

Leibniz y la teoría de perturbaciones: Un enfoque positivo

Leibniz, al ser consciente de las limitaciones de las teorías existentes, no intentó imponer un orden perfecto y arbitrario al cosmos. En lugar de ello, se dedicó a adaptar las teorías a lo que los datos le mostraban. Su trabajo sobre las perturbaciones, que explica cómo las órbitas planetarias no son perfectamente elípticas, sino que son alteradas por la influencia gravitatoria de otros cuerpos celestes, es un ejemplo claro de cómo un enfoque flexible y basado en la observación de los datos puede llevar a explicaciones más precisas y ajustadas a la realidad.

Leibniz en 1703
Niedersächsische Landesbibliothek

Al no imponer una visión preestablecida de la naturaleza, Leibniz fue capaz de aceptar que las imperfecciones en las órbitas no eran defectos, sino parte del funcionamiento real del universo. En ese sentido, su teoría de perturbaciones representó una adaptación a la complejidad real del sistema solar, permitiendo una comprensión mucho más completa y dinámica de cómo los planetas se mueven.

Newton y el enfoque personal: La búsqueda de la perfección

Por otro lado, Newton, atrapado en su visión de que todo debía seguir un orden perfecto y divino, intentó imponer esa visión a las órbitas planetarias. Su afán por encontrar una perfección absoluta lo llevó a ignorar las variaciones observadas en los movimientos planetarios y a gastar años buscando una simetría que no existía. A pesar de su genialidad, su ego y su visión rígida le impidieron ver que el universo real no tenía que ser "perfecto", sino más bien complejo y variable.

Este contraste entre los dos enfoques es, en muchos sentidos, una lección sobre cómo el conocimiento debe estar abierto a la interpretación de los datos y la adaptabilidad. El enfoque de Leibniz permitió una mayor flexibilidad científica, mientras que el de Newton, aunque brillante, estuvo limitado por una obsesión personal con la perfección que a veces lo alejó de la realidad observable.

¿Qué lecciones podemos aprender?

El ego, aunque a veces impulsor de grandes logros, también puede ser un freno cuando se convierte en el centro de nuestra atención. Si Newton hubiera sido más colaborativo, si hubiera aceptado el mérito de otros, la ciencia habría avanzado con mayor rapidez y, tal vez, la historia de sus descubrimientos se hubiera escrito de una forma más inclusiva y menos conflictiva.

A la izquierda PRINCIPIA MATHEMATICA de Newton
a la derecha NOVA METHODVS PRO MAXIMIS ET MINIMVS de Leibniz

A lo largo de los siglos, hemos aprendido que el verdadero motor de la ciencia no es el ego, sino la curiosidad y el deseo de saber más. Los avances más grandes ocurren cuando los científicos colaboran, comparten ideas y se enriquecen mutuamente. Newton, a pesar de su grandeza, es el ejemplo perfecto de cómo el ego puede desviar la verdadera búsqueda del conocimiento.

Reflexión final: La ciencia como un viaje compartido

La historia de Newton nos invita a reflexionar sobre nuestra propia relación con el conocimiento. En la ciencia, no se trata de ser el mejor, sino de hacer que todos se beneficien del progreso. Al final, los descubrimientos no pertenecen a un solo individuo, sino a la humanidad entera.

Jamás sabremos a dónde podría haber llegado la Física del siglo XVIII si esta imagen, generada por chatGPT, de Newton y Leibniz trabajando juntos hubiera sido real.

Así que la próxima vez que te enfrentes a una idea nueva, un desafío o incluso una crítica, recuerda que lo importante no es la perfección ni el ego, sino el proceso de aprender, colaborar y expandir juntos los límites del saber. La ciencia es más poderosa cuando se construye en equipo.

Somos, literalmente, polvo de Estrellas.

Muchas veces, cuando las personas interesadas nos hacen preguntas sobre Física o el Universo, quedan bastante contentas con las respuestas recibidas; otras veces las tenemos que dirigir a otras fuentes o expertos con mucho mayor conocimiento que nosotros; también hay veces en que la respuesta más honesta es "no lo sé, ni ahora mismo lo sabe nadie, aunque hay muchos científicos trabajando en el tema".

Pero hay otras veces en que la respuesta que damos se encuentra con miradas de absoluto escepticismo; lo cual es estupendo. Una pregunta que, en particular, nos han hecho muchas veces ha sido algo como "¿De qué estamos hechos? ¿De dónde sale la materia de nuestros cuerpos o del planeta?" La respuesta rápida es, parafraseando si se nos permite, a Carl Sagan: Somos polvo de estrellas. Y nos responden muy acertadamente "Ya, ya, eso es fácil decirlo... pero cómo es eso posible?" Este artículo busca responder de manera sencilla, pero formal, a cómo es esto posible.

¿De qué está hecho todo?

Cuando miras el mundo a tu alrededor, desde las montañas hasta el dispositivo donde lees estas palabras, es fácil olvidar algo asombroso: todo está hecho de los mismos ingredientes básicos que componen las estrellas. Pero ¿cómo llegamos a tener una tabla periódica completa a partir del hidrógeno y el helio, los únicos elementos formados en el Big Bang? Aquí exploraremos cómo las estrellas, a lo largo de sus vidas, actúan como hornos cósmicos que transforman los elementos y los esparcen por el universo.

El Big Bang: los primeros elementos

Hace 13.800 millones de años, en los primeros minutos del universo, nacieron los elementos más ligeros: hidrógeno, helio y pequeñas cantidades de litio. En este escenario inicial, las temperaturas eran tan altas que los núcleos de los átomos podían formarse, pero el universo se enfrió rápidamente, dejando el resto del trabajo a las futuras estrellas.

El horno estelar: del hidrógeno al hierro

Vista idealizada de las capas de combustión en una
estrella antes de convertirse en Supernova

Las estrellas nacen a partir de gigantescas nubes de hidrógeno. Cuando su gravedad comprime el gas hasta alcanzar temperaturas de millones de grados, comienza la fusión nuclear: núcleos de hidrógeno se combinan para formar helio, liberando enormes cantidades de energía.

En estrellas más grandes, la fusión no se detiene en el helio. A medida que agotan su combustible, las estrellas generan elementos cada vez más pesados, como carbono, oxígeno y hasta hierro. Esta alquimia inicial es el primer paso en la creación de la diversidad de elementos que forman el universo, pero no es suficiente para explicar los elementos más pesados debido a que el hierro es un punto límite. Fusionarlo no libera energía sino que la necesita, lo que marca el final de esta etapa productiva en la vida de una estrella.

Supernovas y Estrellas de Neutrones: los alquimistas cósmicos

Cuando una estrella masiva agota su combustible, el equilibrio entre la gravedad y la presión de la fusión se rompe, lo que da lugar a una explosión colosal: una supernova. Estas explosiones son lo suficientemente energéticas como para fusionar elementos más pesados que el hierro, como oro, plata y uranio en un proceso llamado síntesis rápida o r-process.

Colisión de Estrellas de Neutrones
(interpretación artística de la NASA)

Aunque durante mucho tiempo se creyó que las supernovas eran las principales creadoras de elementos pesados, investigaciones recientes han confirmado que las colisiones de estrellas de neutrones desempeñan un papel mucho más importante en este proceso. En esas catástrofes, cantidades inimaginables de materia son expulsadas al espacio, sembrando el cosmos con los ingredientes para futuros planetas y sistemas solares.

Ahora sabemos con seguridad que la gran mayoría de los elementos pesados creados en la síntesis rápida o r-process vienen de las colisiones de estrellas de neutrones y no de las explosiones de supernovas.

El canto del cisne químico de las estrellas moribundas

Pero no todos los elementos más allá del hierro se crean en explosiones o colisiones. En estrellas de masa intermedia que están en sus últimas etapas de vida, tiene lugar un proceso más tranquilo pero igualmente importante: la síntesis lenta, o s-process.

En este proceso, los núcleos atómicos capturan neutrones uno a uno durante miles o incluso millones de años. Estos neutrones adicionales hacen que los átomos se vuelvan inestables, y eventualmente se transforman en elementos más pesados. Así se forman elementos como el estroncio, el bario, el molibdeno o el renio, tan habituales en la tecnología moderna, que no podrían generarse en supernovas o colisiones de estrellas de neutrones. En sus últimos suspiros, estas estrellas dejan un legado químico único, enriqueciéndose a sí mismas y al universo con elementos esenciales para la vida y la tecnología.

Tabla Periódica del Origen de los Elementos: Big Bang, Rayos Cósmicos, Estrellas de
Neutrones en colisión, Supernovas de Estrellas Gigantes o Enanas Blancas, Estrellas
Pequeñas apagándose poco a poco... Somos, literalmente, polvo de estrellas.

Nosotros y las estrellas, un único origen

Cada átomo de tu cuerpo tiene una historia cósmica. Los átomos de hidrógeno en el agua que bebes nacieron en el Big Bang. El oxígeno que respiras y el calcio en tus huesos fueron forjados en los núcleos de estrellas que vivieron y murieron hace miles de millones de años.

Las estrellas no solo iluminan el cielo; son las alquimistas del universo, responsables de los elementos que hacen posible la vida. Cada vez que mires al cielo nocturno, recuerda que en ese tapiz de luz están las historias de nuestras moléculas, los cimientos de nuestra existencia y la promesa de nuestro lugar en el cosmos.

La distancia a las estrellas

Mirar al cielo nocturno es contemplar un lienzo de luces situado a una distancia que durante siglos fue un misterio inescrutable. Las estrellas, esos puntos titilantes, parecían estar fijas en una cúpula celeste mágica a alguna "altura" desconocida. Pero, ¿cómo se logró romper esa ilusoria frontera y medir cómo de lejos se encuentran realmente las estrellas? Este es el relato de un hito en la historia de la Astronomía: el descubrimiento de cómo medir la distancia a las estrellas.

El reto de medir distancias en el cielo

Durante siglos los astrónomos intentaron determinar las distancias a las estrellas utilizando el paralaje estelar, un método que aprovecha el movimiento de la Tierra alrededor del Sol para observar pequeños desplazamientos en la posición aparente de una estrella frente al fondo estelar más lejano. Sin embargo, estas variaciones son tan diminutas que los instrumentos antiguos eran incapaces de detectarlas. El obstáculo principal era la precisión de los telescopios y no fue sino hasta bien entrado el siglo XIX cuando los avances en óptica y métodos de observación permitieron llevar este método a la práctica.

Método del paralaje estelar

Friedrich Bessel y la estrella 61 del Cisne

El momento clave llegó en 1838, cuando Friedrich Wilhelm Bessel, matemático y astrónomo prusiano, logró medir la distancia a una estrella: en concreto a 61 del Cisne. Esta estrella doble era una candidata ideal porque su movimiento propio, su desplazamiento aparente en el cielo, (ver artículo anterior) era notablemente rápido, lo que sugería que la estrella estaba relativamente cerca.

Bessel utilizó el heliómetro de Fraunhofer (sí, el mismo físico conocido por las Líneas de Fraunhofer y muchas otras aportaciones a la Ciencia), un instrumento que permitía medir ángulos con una precisión extraordinaria. Durante meses, registró cómo cambiaba la posición aparente de la estrella en función de la órbita terrestre. Finalmente, calculó que el paralaje de 61 del Cisne era de 0,314 segundos de arco, lo que situó a la estrella a unos 10,3 años luz de distancia. Éste fue el primer cálculo exitoso de la distancia a una estrella más allá del Sol.

Este resultado confirmó además, por primera vez, la hipótesis de Giordano Bruno sobre la inmensidad del universo y la posibilidad de que las estrellas fueran soles lejanos con planetas habitables orbitando a su alrededor. 

Bruno, Fraunhofer y Bessel en una representación de ChatGPT,
basada en retratos disponibles de los tres científicos. 

El Parsec

Gráfico de definición de Parsec

Aprovecharemos ahora para recordar que muchas veces los astrónomos no miden las distancias en años-luz sino en parsecs. Con lo que hemos comentado en el párrafo anterior ahora podemos entender perfectamente qué es eso del parsec: Un parsec es la distancia a la cual se situaría una estrella que en una UA (unidad astronómica: distancia media de la Tierra al Sol) describiera un PARalaje de un SEGundo de arco (SECond en inglés), de ahí par-sec.

De esta forma un PAR-SEC es el equivalente a 3.26 años luz o 30 856 804 799 935 500 metros.

El uso del parsec nace de forma natural del método de Bessel, así la distancia se puede calcular simplemente como el recíproco (o inverso) del ángulo en segundos de arco. Por ejemplo si el ángulo medido es 0.4 segundos de arco, el objeto estará a 1 / 0.4 = 2.5 parsecs.

Otras estrellas cercanas

Tras el logro de Bessel, otros astrónomos también midieron distancias estelares. En el mismo periodo, Thomas Henderson determinó el paralaje de Alfa Centauri, nuestro sistema estelar vecino: 0,75 segundos de arco, lo que resultó en una distancia de 4,3 años luz hasta nosotros, siendo el sistema estelar más cercano a la Tierra. Friedrich Struve midió la distancia hasta Vega y la situó a unos 25 años luz de distancia. Cada nueva medida confirmaba que las estrellas estaban a distancias inconcebibles para los estándares terrestres. Y apenas se estaban midiendo las distancias a las estrellas más inmediatas.

La relevancia de medir distancias

El trabajo de Bessel abrió las puertas a una nueva era en astronomía. Saber cuan lejos están las estrellas no solo nos da una idea de las dimensiones del Cosmos, sino que también nos permite calcular sus luminosidades reales, tamaños y otras propiedades físicas.

Hoy en día, con misiones como la europea GAIA, que mapea la Vía Láctea con una precisión sin precedentes, seguimos ampliando nuestro conocimiento sobre las distancias estelares. Sin embargo, el método del paralaje sigue siendo la piedra angular de este esfuerzo, tal como lo demostró Bessel hace casi dos siglos.

Recreación artística del Satélite GAIA de la ESA

Conclusión

El viaje para medir la distancia a las estrellas es un ejemplo de cómo la humanidad ha superado límites técnicos y conceptuales para desentrañar los misterios del universo. Desde los modestos instrumentos de Bessel hasta los sofisticados satélites actuales, seguimos mirando al cielo con la misma pregunta fundamental: ¿cómo de lejos están las estrellas? 

Tanto para ésta como para el resto de las preguntas que nos hacemos los curiosos, recordad que estos artículos son tan solo una introducción; Internet está lleno de recursos magníficos para profundizar en cualquier tema de vuestro interés. No desaprovechéis el acceso al conocimiento del que ninguna otra generación de apasionados por la Ciencia pudo gozar.

Y recuerda también que cada vez que alzamos la vista al cielo nocturno, no solo contemplamos las estrellas, sino también el legado de siglos de ingenio humano que nos permite comprender su lugar en el Cosmos.