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Introducción. A medida que la Astrofísica fue desarrollándose, se descubrió que el Sol es una estrella con características similares a las muchas otras observadas en el firmamento. De esta manera, se comprendió el gran interés que adquieren las investigaciones en Física solar relacionadas con el estudio del Universo y su evolución. Su importancia en el marco de la Astronomía radica en que, al ser la estrella más cercana, nos brinda mucha información a través de la observación de fenómenos que no son observables en otras estrellas, como la estructura de la superficie, las manchas, etc. El Sol es la única estrella cuya superficie puede verse. Otro motivo de estudio del Sol es la gran influencia que él ejerce sobre nuestro planeta por ser la fuente principal de energía. Su presencia es vital para el desarrollo de la vida y cualquier cambio que se produzca en él afecta a la Tierra en diferentes maneras. Las interacciones entre el Sol y la Tierra se manifiestan con variaciones en el campo magnético terrestre debido al viento solar, perturbaciones en la atmósfera producidas por efecto de radiación solar, cambio en la concentración de Ozono por radiación ultravioleta solar, etc. El Sol es una estrella típica de secuencia principal. Consiste en un cuerpo fluido que contiene el 99% de la masa del sistema solar. Su masa tiene un valor intermedio entre los valores extremos de las estrellas. Permanece en una situación estable manteniendo su tamaño debido al balance entre la presión de radiación y la fuerza de gravedad. Cada capa está en equilibrio hidrostático. Además irradia al espacio la misma cantidad de energía que produce en el núcleo, es decir, mantiene la condición de equilibrio térmico. link: https://www.youtube.com/watch?v=A2Y6ay-41No Estructura solar. El Sol puede dividirse en dos regiones marcadas: una región interna y una externa. En la región interna se producen fenómenos que no podemos observar pero que influyen en los procesos que ocurren en la zona externa y que son los que podemos medir. Esta se divide en tres capas adyacentes con características diferentes determinadas por la temperatura de las mismas. La parte más interna es el núcleo, que es el responsable de la producción de la energía solar, luego una zona radiativa, donde la radiación sufre distintos procesos que hacen disminuir su energía, y una zona convectiva, en la que la temperatura es menor que en las anteriores y los fenómenos más importantes se deben a movimientos de masas de gases calientes. La región externa también está constituida por tres capas adyacentes por encima de la región interna y se la considera como la atmósfera solar. La primera capa se denomina fotosfera, formada por un gran número de gránulos brillantes y estructuras supergranulares que dan evidencia de los movimientos de la zona de convección. Por encima de ella se ubica la cromosfera, que es una capa menos densa, de unos miles de kilómetros de espesor y cuya temperatura aumenta con la altura. Luego se extiende la corona, que es una capa aún más rarificada, abarca una distancia de varios radios solares y tiene una temperatura muy elevada. Estructura interna. Núcleo. El núcleo se extiende hasta 0,25 R (radio solar). En esta región es donde se produce el 99% de la energía y la misma es debida a procesos de fusión termonuclear. En este proceso el hidrógeno se transforma en helio y se emite energía en forma de radiación gamma. El proceso principal de producción de energía se denomina cadena protón-protón, característico de estrellas poco masivas. Los pasos de este proceso son los siguientes: Desde que el sol se formó menos de un 0,1% de su masa se convirtió en energía y el 5% del Hidrógeno en Helio. Zona radiativa. A medida que la radiación alcanza la superficie del Sol, ésta es absorbida, dispersada y emitida por los átomos. Parte de la energía se disipa debido a estas interacciones y los rayos gamma se transforman en radiación de mayor longitud de onda, como los rayos X, radiación ultravioleta, etc. Esto se produce en una región que se extiende desde unos 0,25 R hasta 0,86 R. Zona convectiva. Más allá de 0,86 R, en la zona convectiva, la menor temperatura permite que los electrones sean capturados por átomos de H para formar iones negativos de hidrógeno y también de otros elementos más pesados. Estos iones son muy eficaces para absorber fotones y aumentan de manera considerable la opacidad de la región, evitando de ese modo la propagación de la radiación en altas frecuencias. En la zona convectiva, grandes masas de gas caliente son transportadas hacia la fotosfera por medio de corrientes turbulentas. Estructura externa. Fotosfera. La fotosfera es la capa desde la que se emite la mayor parte de la luz visible del Sol. Por esa razón es que representa lo que usualmente se conoce como superficie solar. Esto es consecuencia de los procesos de absorción y emisión que se producen en capas inferiores a ella, ya que la radiación original de los procesos nucleares es mucho más energética. Su espesor es de unos 300 a 500 km y su densidad aumenta hacia el centro, incrementando de esa manera la opacidad. La temperatura en su límite inferior es de unos 8000 K y en el superior de unos 4500 K. Es apreciable el hecho de que el disco solar sea más brillante en su centro que en los bordes (oscurecimiento hacia el limbo). Cuando miramos hacia el centro del disco solar, la radiación observada proviene de capas internas de la fotosfera y a medida que nos acercamos al limbo, la penetración de las capas va disminuyendo (Figura 3). Por lo tanto, en los extremos sólo pueden verse las capas más altas y más frías, por eso se ven más oscuras. Esto ocurre en el visible. En capas más externas hay una inversión de la temperatura y ésta aumenta con la altura. En estas regiones se produce radiación en frecuencias de rayos X, ultravioleta y radio. Al observar el sol en estas frecuencias, hay un abrillantamiento hacia el limbo. La fotosfera provee evidencia de una zona de convección turbulenta bajo la superficie visible (ver figura 1). Por encima de la zona radiativa hay corrientes convectivas que transportan burbujas de gases calientes hacia la fotosfera. Al alcanzar la superficie, esta agitación térmica produce una estructura granular uniforme. La fotosfera está compuesta por una masa de gránulos brillantes en movimiento cuyo tiempo de vida es de 5 a 15 minutos mientras irradian energía, se enfrían y vuelven a la zona convectiva subyacente. El tamaño típico de los mismos es de unos 700 a 1000 km y su velocidad de ascenso está entre 0,5 y 2 km/s, pasando luego a desparramarse por la superficie a una velocidad horizontal de 0,25 km/s. El gas más frío desciende por los espacios intergranulares. A una escala mayor hay estructuras supergranulares con extensiones de 30 000 km y que contienen cientos de gránulos individuales. Su tiempo de vida es de 12 a 24 horas. En los bordes de estas formaciones el campo magnético solar es más intenso, y dando lugar al entramado cromosférico que ocurre en la capa siguiente de la fotosfera. Los fenómenos que manifiestan actividad de manera más marcada son las manchas solares. Asociadas a ellas están las fáculas, que son zonas luminosas más brillantes que el promedio y que aparecen en la vecindad de las manchas antes de que éstas se formen y se mantienen varias semanas después de su desaparición. Cromosfera. Por encima de la fotosfera existe una capa de 500 a unos pocos miles de kilómetros de espesor, en la que se produce una inversión de la temperatura desde 4500 K a 6000 K y se denomina cromosfera. Está compuesta por gases ionizados. En las zonas más externas de ella hay una región de transición de unos miles de km hasta llegar a la corona. La temperatura alcanza un valor de K en la porción más exterior de esta región. El espectro visible de la cromosfera está compuesto por un continuo muy débil y un gran número de líneas de emisión brillantes superpuestas a él. Es débil porque el gas cromosférico es muy transparente a la mayoría de las longitudes de onda del visible, y al ser poco absorbente, es también poco emisor. Durante un eclipse total de Sol la cromosfera se puede observar por unos segundos en los extremos de la fase total mientras la fotosfera está completamente oculta. En el momento del eclipse total se observan unas 3500 líneas de emisión bien identificadas de H, He y algunos metales. Una de las líneas de emisión cromosféricas más importantes es la línea H de la serie de Balmer del Hidrógeno (6563 AA). En un espectro solar normal, ésta corresponde a una línea de absorción intensa, pero si se toma una imagen en esa longitud de onda estamos obteniendo una imagen de la cromosfera. La porción superior de la cromosfera se caracteriza por tener una estructura muy variable a escala local y a gran escala. Usando luz monocromática se ve que está formada por un gran número de salientes denominadas espículas, de unos 1000 km de espesor. Éstas tienen movimientos ascendentes y descendentes desde 6000 a 10 000 km a una velocidad de 30 km/s en períodos de 10 minutos, y siguen las direcciones de los campos magnéticos locales. Su temperatura oscila entre los 10 000 y 20 000 K. Hay teorías que sostienen que la energía almacenada en el campo magnético local es la responsable del lanzamiento hacia arriba de la materia que conforman las espículas. La cromosfera muestra una estructura a gran escala llamada entramado cromosférico. Las unidades que lo constituyen coinciden en posición con los supergránulos de la fotosfera y sus bordes están determinados por el campo magnético más intenso situado en el perímetro de las células supergranulares (1000 a 2000 G). Es decir que el comportamiento del plasma de baja densidad de la cromosfera está gobernado por el campo magnético subyacente. Observándolo en luz monocromática, el entramado toma la forma de una estructura con una emisión brillante. Esto se ve a una altura mayor a los 10 000 km, más arriba las espículas se disipan, disolviendo la estructura. En las regiones polares se ponen de manifiesto casquetes más oscuros que coinciden con los agujeros coronales. En esas regiones se encuentran macroespículas, que contienen materia cromosférica a una temperatura de 50 000 K y llegan a alturas de más de 40 000 km, con un tiempo de vida medio de 40 a 50 minutos. También se ven en luz monocromática unos filamentos de gas de corta duración (10 a 20 minutos), con movimientos horizontales, llamados fibrillas. Tienen una longitud de 10000 km y un espesor de 1000 a 2000 km. Su estructura se rige por la influencia del campo magnético local. La cromosfera presenta variados fenómenos, como fulguraciones, protuberancias, filamentos y playas, que se describirán más adelante, porque están relacionadas con la actividad solar. Corona. La corona es la atmósfera exterior del Sol. A pesar de su elevada temperatura, su emisión es muy pobre debido a la baja densidad que presenta. El brillo va disminuyendo a mayores distancias respecto de la superficie. Su tamaño es de unos cuantos radios solares. Durante un eclipse total de Sol puede observársela, y se muestra como un tenue halo que rodea al disco solar. La forma de la corona varía de manera notable, dependiendo de la actividad solar (cuya descripción se verá más adelante): si la actividad presenta un mínimo, su forma es simétrica alrededor del disco, y si pasa por un máximo, la asimetría que muestra es pronunciada. Para hacer este tipo de estudio se utiliza un dispositivo llamado coronógrafo, en el que se oculta la región del disco produciendo un eclipse artificial. A fines del siglo XIX se descubrió un elemento en la corona que todavía no se había encontrado en La Tierra: el helio. Además se encontró una serie de elementos altamente ionizados observando ciertas líneas de emisión que provenían de la corona (por ej., Fe XIV). Este fenómeno nos da un indicio de la alta temperatura que tiene esa región externa de la atmósfera (alrededor de K). Para mantener estas temperaturas se necesita una fuente continua de energía. Las primeras explicaciones tentativas respecto a este fenómeno afirmaban que la energía provenía de ondas de choque acústicas o magnetohidrodinámicas generadas en la superficie solar por la convección. Las nuevas hipótesis apuntan al calentamiento por corrientes eléctricas inducidas debidas a la variación de los campos magnéticos. A causa de su altísima temperatura, el gas coronal es un intenso emisor de rayos X, y observando en esas longitudes de onda, se pueden ver las concentraciones y estructura de la corona en todo el disco solar. Usando esta característica se pueden apreciar en ella tres tipos principales de regiones: Regiones activas y puntos coronales brillantes, que emiten fuertemente en rayos X y están asociadas a bucles cerrados de campos magnéticos. Regiones no perturbada, de menor intensidad en rayos X y con un campo magnético débil, que a gran escala parece ser cerrado. Agujeros coronales, que delinean regiones de campo magnético débil cuyas líneas de fuerza no se curvan uniendo zonas de polaridad opuesta (están abiertas). Los agujeros coronales se muestran como manchas oscuras en las imágenes de rayos X y ultravioletas y pueden cubrir una gran porción del disco visible. Están presentes en los casquetes polares y de ellos emergen las plumas polares, que tienen su origen en los puntos brillantes. Hay una fuerte tendencia actual a pensar que el campo magnético constituye el elemento básico de la corona, y que sin él ésta no existiría, ya que este campo afecta a todas las estructuras coronales. Encima de las regiones activas de la fotosfera se encuentran largas extensiones de la corona que pueden tener forma de abanico, que son extensiones situadas por encima de las protuberancias, y en forma de rayos, que son más angostas. Estas estructuras siguen la geometría del campo magnético local. Las mayores extensiones coronales ocurren por encima de las manchas solares, y se observó que llegan a distancias muy grandes (hasta 20 R). Otras estructuras observadas en la corona son los transitorios coronales, que tienen forma de gigantescos bucles de materia lanzados hacia el espacio interplanetario. Estos se desencadenan por fulguraciones con eyección de masa o por protuberancias eruptivas y viajan a velocidades entre 200 y 900 km/s. Los transitorios coronales son los procesos impulsivos a mayor escala observados hasta ahora. El gas presente en la corona es poco denso y no almacena mucha cantidad de energía a pesar de su alta temperatura. Éste está siendo arrojado periódicamente hacia el espacio y lleva consigo un importante flujo de partículas, que se conoce como viento solar. El gas perdido de esta manera se reemplaza por una nueva masa gaseosa proveniente de la cromosfera. Actividad Solar. A continuación se describen de modo más detallado las manifestaciones de actividad solar que se destacan, como ser las manchas solares, fulguraciones, protuberancias, filamentos, playas, y viento solar. link: https://www.youtube.com/watch?v=cL4FWsYRv8A Manchas Solares. Las manchas solares son la mejor evidencia de actividad en el Sol. Consisten en una región central oscura llamada umbra, y una zona más clara denominada penumbra. La penumbra tiene un diámetro promedio de 2,5 veces el de la umbra, y su área total constituye el 80% de la mancha. La penumbra tiene una estructura de filamentos claros y oscuros con disposición radial desde la umbra. Ambas se muestran más oscuras que la fotosfera porque su temperatura es menor a la de ella: unos 4000 K para la umbra, 5600 K para la penumbra y 6000 K para la fotosfera, aproximadamente. Se percibe un constante movimiento de gas que fluye desde la umbra y a través de la penumbra en forma radial, se eleva, y luego vuelve siguiendo una curva hacia la umbra. La forma de las manchas puede abarcar desde pequeños poros de 1000 km de diámetro, hasta complejas estructuras que pueden extenderse hasta unos 100 000 km. Debido a que las manchas tienen grandes campos magnéticos, éstas aparecen generalmente de a pares con polaridad opuesta, o en grupos, más que de manera individual. Para las dobles, se distinguen las (preceeding) y las f (following). Las manchas y tienen polaridades opuestas, al igual que las que se encuentran separadas por el ecuador. Las regiones de polaridad opuesta están separadas por una línea neutra, donde la componente vertical del campo tiene valor cero, y es allí donde se encuentran los filamentos oscuros absorbentes. El campo magnético vertical en la umbra es de unos 2000 a 4000 G, es decir, 10 000 veces más intenso que el campo geomagnético. Las partículas cargadas que componen la materia solar tienden a moverse a lo largo de las líneas de campo magnético, ya que en ellas no experimentan resistencia. La elevada conductividad eléctrica, debido a la gran ionización, provoca que la materia y el campo magnético del Sol estén acoplados, por eso se dice que el campo está "congelado" en la materia. Este es un resultado muy importante, ya que nos muestra que, si la energía del campo es dominante, el flujo de materia sigue la forma del campo magnético local, y si la energía cinética de la materia es mayor que la magnética, las líneas de campo se deformarán siguiendo el movimiento de la materia. El número de manchas visibles en el disco solar varían periódicamente: en el máximo de actividad solar llegan a verse más de 100, y en el mínimo pueden pasar varias semanas sin que se vea ninguna. Durante los últimos 50 años el período promedio entre máximos ha sido de 10,4 años. Fulguraciones. Son descargas espontáneas y violentas de energía que ocurren en las vecindades de las regiones activas. Alcanzan su brillo máximo en apenas unos minutos y demoran hasta 10 minutos en bajar la luminosidad. Emiten partículas atómicas y radiación en todo el rango del espectro electromagnético, pero se las observa normalmente en luz monocromática (por ejemplo H y K del calcio). En H una fulguración se ve inicialmente como algunos puntos brillantes y compactos dentro de una playa y la región de emisión más intensa se extiende rápidamente desde 1000 km hasta 10 000 km. La emisión Hse produce en una fina línea en la región de transición entre la cromosfera y la corona, a partir de los 5000 km sobre la fotosfera. El número de fulguraciones que ocurren está muy relacionado con el ciclo solar (y con el número de manchas solares). En un máximo se encuentran 6 fulguraciones al día y en un mínimo pueden pasar varios días sin percibir ninguna. Se acepta que la fuente primaria de energía es la energía magnética almacenada. El estudio de las fulguraciones es de máximo interés debido a la emisión de rayos X, ultravioletas y partículas que tienen influencia directa sobre la Tierra. Una comprensión del mecanismo de las fulguraciones proporcionarían claves importantes para la búsqueda de energía a partir de la fusión termonuclear controlada por confinamiento magnético en la Tierra como búsqueda de una fuente eficaz de energía. Protuberancias. Son fenómenos que se observan en el limbo del Sol como nubes flameantes en la alta cromosfera y en la corona inferior. Son nubes de materia a temperatura inferior y densidad más alta que la de su alrededor (10 000 a 30 000 K: cien veces menor que la temperatura coronal y la densidad 100 veces la de la corona). En longitudes de onda como ultravioleta o rayos X, se ven como manchas oscuras porque la emisión de la materia coronal es mucho mayor. Los filamentos son del mismo tipo que las protuberancias, y se los distingue por la manera en que se los ve: absorción o emisión. Las protuberancias se distinguen entre quiescentes y activas. Protuberancias quiescentes. Consisten en uno de los fenómenos solares más estables y de mayor duración. Son capaces de mantener su forma general y su estructura durante períodos desde unos meses hasta un año sin destruirse y a veces lo hacen con una erupción violenta y se dispersan en el espacio. Tienen una longitud de 200 000 km, una altura de 40 000 km y un espesor que va desde los 5000 a los 8000 km. Su forma es de hojas largas, finas y verticales. Tienen lugar a lo largo de la línea neutra que separa regiones de polaridad opuesta en un grupo de manchas solares. A lo largo de ellas las líneas de campo son paralelas a la superficie solar. Los filamentos de las regiones activas están muy relacionados con este tipo de protuberancias ya que se forman en los mismos tipos de lugares y también duran mucho tiempo. Sin embargo, su flujo de materia tiene dirección longitudinal, y en las protuberancias predomina el flujo vertical. Protuberancias activas. Su tamaño es de 60 000 km aproximadamente. Están relacionadas con grupos de manchas solares y tienen forma de arcos o bucles. En la zona inferior de la corona se encuentran condensaciones coronales en forma de arco, que siguen la forma de bucles o arcos cerrados del campo magnético entre regiones de polaridad opuesta dentro de las regiones activas, o arcos mayores que conectan zonas de polaridad opuestas más separadas. El plasma en esa región se mueve a lo largo de las líneas de fuerza, y su densidad es de 5 a 10 veces la densidad media de la corona. Las protuberancias de arco conectan regiones de polaridad opuesta cruzando la línea neutra, a diferencia de las anteriores. Su existencia depende de que el flujo de materia hacia la cromosfera y de energía magnética no se agoten. Filamentos. Son tubos y bucles de materia relativamente concentrada a temperaturas cromosféricas por encima de los grupos de manchas y pueden llegar a más de 100 000 km de longitud. Se forman a lo largo de la línea neutra que divide la polaridad opuesta entre dos grupos de manchas. Sobre el fondo brillante del disco solar, absorben la luz, y vistos en el limbo son unas 100 veces más brillantes que el fondo de la corona y se ven en emisión, entonces se conocen como protuberancias. Puede crecer unos 10 000 km a lo largo de una rotación solar y llegar a estirarse hasta 1 000 000 km. Después de desaparecer las manchas los filamentos se corren hacia los polos y sobreviven más tiempo que las mismas. Playas. Son áreas de brillo más intenso visibles en varias líneas monocromáticas y se destacan sobre el fondo de la cromos-fe-ra. Su posición coincide aproximadamente con la de las fáculas fotosféricas, por eso se las llama fáculas cromosféricas. Se cree que su brillo se debe al incremento del flujo de energía en la atmósfera solar que es transportada por la acción del campo magnético concentrado. También se supone que la fuente principal de calentamiento de la atmósfera solar es la deposición de energía por medios mecánicos, por eso el proceso que se encarga de aumentar la temperatura de las playas es el entramado cromosférico. Los campos magnéticos en las playas son de 100 a 200 G, y eso permite el incremento de deposición de energía en ellas y en la corona encima de ellas, al contrario de lo que ocurre con las umbras de las manchas. Viento solar. Está constituido por un número casi igual de protones y de electrones junto con una pequeña cantidad de iones y núcleos, entre los que se encuentran las partículas alfa. Estos provienen de materia que abandona la corona y es reemplazada desde la cromosfera. El viento solar tiene velocidades que van desde 200 a 900 km/s y las partículas tardan 4 ó 5 días en alcanzar la Tierra. La densidad de partículas a una distancia media entre el Sol y la Tierra es de . La densidad de viento solar que se mide cerca de La Tierra es de 5 a 10 partículas/, con una velocidad de 500 km/s aproximadamente. Cerca de la Tierra la temperatura del plasma que compone al viento es de K.La mayor parte del viento solar fluye a partir de los agujeros coronales.

Isaac Newton nació en las primeras horas del 25 de diciembre de 1642 (4 de enero de 1643, según el calendario gregoriano), en la pequeña aldea de Woolsthorpe, en el Lincolnshire. Su padre, un pequeño terrateniente, acababa de fallecer a comienzos de octubre, tras haber contraído matrimonio en abril del mismo año con Hannah Ayscough, procedente de una familia en otro tiempo acomodada. Cuando el pequeño Isaac acababa de cumplir tres años, su madre contrajo de nuevo matrimonio con el reverendo Barnabas Smith, rector de North Witham, lo que tuvo como consecuencia un hecho que influiría decisivamente en el desarrollo del carácter de Newton: Hannah se trasladó a la casa de su nuevo marido y su hijo quedó en Woolsthorpe al cuidado de su abuela materna. Isaac Newton Del odio que ello le hizo concebir a Newton contra su madre y el reverendo Smith da buena cuenta el que en una lista de «pecados» de los que se autoinculpó a los diecinueve años, el número trece fuera el haber deseado incendiarles su casa con ellos dentro. Cuando Newton contaba doce años, su madre, otra vez viuda, regresó a Woolsthorpe, trayendo consigo una sustanciosa herencia que le había legado su segundo marido (y de la que Newton se beneficiaría a la muerte de ella en 1679), además de tres hermanastros para Isaac, dos niñas y un niño. La manzana de Newton Un año más tarde Newton fue inscrito en la King's School de la cercana población de Grantham. Hay testimonios de que en los años que allí pasó alojado en la casa del farmacéutico, se desarrolló su poco usual habilidad mecánica, que ejercitó en la construcción de diversos mecanismos (el más citado es un reloj de agua) y juguetes (las famosas cometas, a cuya cola ataba linternas que por las noches asustaban a sus convecinos). También se produjo un importante cambio en su carácter: su inicial indiferencia por los estudios, surgida probablemente de la timidez y el retraimiento, se cambió en feroz espíritu competitivo que le llevó a ser el primero de la clase, a raíz de una pelea con un compañero de la que salió vencedor. Fue un muchacho «sobrio, silencioso, meditativo», que prefirió construir utensilios, para que las niñas jugaran con sus muñecas, a compartir las diversiones de los demás muchachos, según el testimonio de una de sus compañeras femeninas infantiles, quien, cuando ya era una anciana, se atribuyó una relación sentimental adolescente con Newton, la única que se le conoce con una mujer. Cumplidos los dieciséis años, su madre lo hizo regresar a casa para que empezara a ocuparse de los asuntos de la heredad. Sin embargo, el joven Isaac no se mostró en absoluto interesado por asumir sus responsabilidades como terrateniente; su madre, aconsejada por el maestro de Newton y por su propio hermano, accedió a que regresara a la escuela para preparar su ingreso en la universidad. Éste se produjo en junio de 1661, cuando Newton fue admitido en el Trinity College de Cambridge, y se matriculó como fámulo, ganando su manutención a cambio de servicios domésticos, pese a que su situación económica no parece que lo exigiera así. Allí empezó a recibir una educación convencional en los principios de la filosofía aristotélica (por aquel entonces, los centros que destacaban en materia de estudios científicos se hallaban en Oxford y Londres), pero en 1663 se despertó su interés por las cuestiones relativas a la investigación experimental de la naturaleza, que estudió por su cuenta. Manuscrito de Newton Fruto de esos esfuerzos independientes fueron sus primeras notas acerca de lo que luego sería su cálculo de fluxiones, estimuladas quizá por algunas de las clases del matemático y teólogo Isaac Barrow; sin embargo, Newton hubo de ser examinado por Barrow en 1664 al aspirar a una beca y no consiguió entonces inspirarle ninguna opinión especialmente favorable. Al declararse en Londres la gran epidemia de peste de 1665, Cambridge cerró sus puertas y Newton regresó a Woolsthorpe. En marzo de 1666 se reincorporó al Trinity, que de nuevo interrumpió sus actividades en junio al reaparecer la peste, y no reemprendió definitivamente sus estudios hasta abril de 1667. En una carta póstuma, el propio Newton describió los años de 1665 y 1666 como su «época más fecunda de invención», durante la cual «pensaba en las matemáticas y en la filosofía mucho más que en ningún otro tiempo desde entonces». El método de fluxiones, la teoría de los colores y las primeras ideas sobre la atracción gravitatoria, relacionadas con la permanencia de la Luna en su órbita en torno a la Tierra, fueron los logros que Newton mencionó como fechados en esos años, y él mismo se encargó de propagar, también hacia el final de su vida, la anécdota que relaciona sus primeros pensamientos sobre la ley de la gravedad con la observación casual de una manzana cayendo de alguno de los frutales de su jardín (Voltaire fue el encargado de propagar en letra impresa la historia, que conocía por la sobrina de Newton). La óptica A su regreso definitivo a Cambridge, Newton fue elegido miembro becario del Trinity College en octubre de 1667, y dos años más tarde sucedió a Barrow en su cátedra. Durante sus primeros años de docencia no parece que las actividades lectivas supusieran ninguna carga para él, ya que tanto la complejidad del tema como el sistema docente tutorial favorecían el absentismo a las clases. Por esa época, Newton redactó sus primeras exposiciones sistemáticas del cálculo infinitesimal que no se publicaron hasta más tarde. En 1664 o 1665 había hallado la famosa fórmula para el desarrollo de la potencia de un binomio con un exponente cualquiera, entero o fraccionario, aunque no dio noticia escrita del descubrimiento hasta 1676, en dos cartas dirigidas a Henry Oldenburg, secretario de la Royal Society; el teorema lo publicó por vez primera en 1685 John Wallis, el más importante de los matemáticos ingleses inmediatamente anteriores a Newton, reconociendo debidamente la prioridad de este último en el hallazgo. El procedimiento seguido por Newton para establecer la fórmula binomial tuvo la virtud de hacerle ver el interés de las series infinitas para el cálculo infinitesimal, legitimando así la intervención de los procesos infinitos en los razonamientos matemáticos y poniendo fin al rechazo tradicional de los mismos impuesto por la matemática griega. La primera exposición sustancial de su método de análisis matemático por medio de series infinitas la escribió Newton en 1669; Barrow conoció e hizo conocer el texto, y Newton recibió presiones encaminadas a que permitiera su publicación, pese a lo cual (o quizá precisamente por ello) el escrito no llegó a imprimirse hasta 1711. Tampoco en las aulas divulgó Newton sus resultados matemáticos, que parece haber considerado más como una herramienta para el estudio de la naturaleza que como un tema merecedor de atención en sí; el capítulo de la ciencia que eligió tratar en sus clases fue la óptica, a la que venía dedicando su atención desde que en 1666 tuviera la idea que hubo de llevarle a su descubrimiento de la naturaleza compuesta de la luz. En febrero de 1672 presentó a la Royal Society su primera comunicación sobre el tema, pocos días después de que dicha sociedad lo hubiera elegido como uno de sus miembros en reconocimiento de su construcción de un telescopio reflector. La comunicación de Newton aportaba la indiscutible evidencia experimental de que la luz blanca era una mezcla de rayos de diferentes colores, caracterizado cada uno por su distinta refrangibilidad al atravesar un prisma óptico. Réplica del telescopio de Newton Newton consideró, con justicia, que su descubrimiento era «el más singular, cuando no el más importante, de los que se han hecho hasta ahora relativos al funcionamiento de la naturaleza». Pero sus consecuencias inmediatas fueron las de marcar el inicio de cuatro años durante los que, como él mismo le escribió a Leibniz en diciembre de 1675, «me vi tan acosado por las discusiones suscitadas a raíz de la publicación de mi teoría sobre la luz, que maldije mi imprudencia por apartarme de las considerables ventajas de mi silencio para correr tras una sombra». El contraste entre la obstinación con que Newton defendió su primacía intelectual allí donde correspondía que le fuese reconocida (admitiendo sólo a regañadientes que otros pudieran habérsele anticipado) y su retraimiento innato que siempre le hizo ver con desconfianza la posibilidad de haberse de mezclar con el común de los mortales, es uno de los rasgos de su biografía que mejor parecen justificar la caracterización de su temperamento como neurótico; un diagnóstico que la existencia de sus traumas infantiles no ha hecho más que abonar, y que ha encontrado su confirmación en otras componentes de su personalidad como la hipocondría o la misoginia. Los Principia El primero en oponerse a las ideas de Newton en materia de óptica fue Robert Hooke, a quien la Royal Society encargó que informara acerca de la teoría presentada por aquél. Hooke defendía una concepción ondulatoria de la luz, frente a las ideas de Newton, precisadas en una nueva comunicación de 1675 que hacían de la luz un fenómeno resultante de la emisión de corpúsculos luminosos por parte de determinados cuerpos. La acritud de la polémica determinó que Newton renunciara a publicar un tratado que contuviera los resultados de sus investigaciones hasta después de la muerte de Hooke y, en efecto, su Opticks no se publicó hasta 1704. Por entonces, la obra máxima de Newton había ya visto la luz. En 1676 Newton renunció a proseguir la polémica acerca de su teoría de los colores y por unos años, se refugió de nuevo en la intimidad de sus trabajos sobre el cálculo diferencial y en su interés (no por privado, menos intenso) por dos temas aparentemente alejados del mundo sobrio de sus investigaciones sobre la naturaleza: la alquimia y los estudios bíblicos. La afición de Newton por la alquimia (John Maynard Keynes lo llamó «el último de los magos») estaba en sintonía con su empeño por trascender el mecanicismo de observancia estrictamente cartesiana que todo lo reducía a materia y movimiento y llegar a establecer la presencia efectiva de lo espiritual en las operaciones de la naturaleza. Newton no concebía el cosmos como la creación de un Dios que se había limitado a legislarlo para luego ausentarse de él, sino como el ámbito donde la voluntad divina habitaba y se hacía presente, imbuyendo en los átomos que integraban el mundo un espíritu que era el mismo para todas las cosas y que hacía posible pensar en la existencia de un único principio general de orden cósmico. Y esa búsqueda de la unidad en la naturaleza por parte de Newton fue paralela a su persecución de la verdad originaria a través de las Sagradas Escrituras, persecución que hizo de él un convencido antitrinitario y que seguramente influyó en sus esfuerzos hasta conseguir la dispensa real de la obligación de recibir las órdenes sagradas para mantener su posición en el Trinity College. Traducción italiana de los Principia En 1679 Newton se ausentó de Cambridge durante varios meses con motivo de la muerte de su madre, y a su regreso en el mes de noviembre, recibió una carta de Hooke, por entonces secretario de la Royal Society, en la que éste trataba de que Newton restableciera su contacto con la institución y le sugería la posibilidad de hacerlo comentando las teorías del propio Hooke acerca del movimiento de los planetas. Como resultado, Newton reemprendió una correspondencia sobre el tema que, con el tiempo, habría de desembocar en reclamaciones de prioridad para Hooke en la formulación de la ley de la atracción gravitatoria; por el momento, su efecto fue el de devolverle a Newton su interés por la dinámica y hacerle ver que la trayectoria seguida por un cuerpo que se moviera bajo el efecto de una fuerza inversamente proporcional al cuadrado de las distancias, tendría forma elíptica (y no sería una espiral, como él creyó en principio, dando pie a ser corregido por Hooke). Cuando cinco años más tarde Edmond Halley, quien por entonces había ya observado el cometa que luego llevó su nombre, visitó a Newton en Cambridge y le preguntó cuál sería la órbita de un planeta si la gravedad disminuyese con el cuadrado de la distancia, su respuesta fue inmediata: una elipse. Maravillado por la rapidez con que Newton consideraba resuelto un asunto en cuyo esclarecimiento andaban compitiendo desde hacía varios meses Hooke y el propio Halley, éste inquirió cómo podía conocer Newton la forma de la curva y obtuvo una contestación tajante: «La he calculado». La distancia que iba entre el atisbo de una verdad y su demostración por el cálculo marcaba la diferencia fundamental entre Hooke y Newton, a la par que iluminaba sobre el sentido que este último daría a su insistente afirmación de «no fingir hipótesis». Newton según el visionario pintor William Blake Sin embargo, en aquel día del verano de 1684 Newton no pudo encontrar sus cálculos para mostrárselos a Halley, y éste tuvo que conformarse con la promesa de que le serían enviados una vez rehechos. La reconstrucción, empero, chocó con un obstáculo: demostrar que la fuerza de atracción entre dos esferas es igual a la que existiría si las masas de cada una de ellas estuviesen concentradas en los centros respectivos. Newton resolvió ese problema en febrero de 1685, tras comprobar la validez de su ley de la atracción gravitatoria mediante su aplicación al caso de la Luna; la idea, nacida veinte años antes, quedó confirmada entonces merced a la medición precisa del radio de la Tierra realizada por el astrónomo francés Jean Picard. El camino quedaba abierto para reunir todos los resultados en un tratado sobre la ciencia del movimiento: los Philosophiae naturalis principia mathematica (Los principios matemáticos de la filosofía natural). La intervención de Halley en la publicación de la obra no se limitó a la de haber sabido convencer a su autor de consentir en ella, algo ya muy meritorio tratándose de Newton; Halley supo capear el temporal de la polémica con Hooke, se encargó de que el manuscrito fuese presentado en abril de 1686 ante la Royal Society y de que ésta asumiera su edición, para acabar corriendo personalmente con los gastos de la impresión, terminada en julio de 1687. De Cambridge a Londres Los Principia contenían la primera exposición impresa del cálculo infinitesimal creado por Newton, aunque éste prefirió que, en general, la obra presentara los fundamentos de la física y la astronomía formulados en el lenguaje sintético de la geometría. Newton no fue el primero en servirse de aquel tipo de cálculo; de hecho, la primera edición de su obra contenía el reconocimiento de que Leibniz estaba en posesión de un método análogo. Sin embargo, la disputa de prioridades en que se enzarzaron los partidarios de uno y otro determinó que Newton suprimiera la referencia a Leibniz en la tercera edición de 1726. El detonante de la polémica (orquestada por el propio Newton entre bastidores) lo constituyó la insinuación de que Leibniz podía haber cometido plagio, expresada en 1699 por Nicolas Fatio de Duillier, un matemático suizo admirador de Newton, con el que mantuvo una íntima amistad de 1689 a 1693. Ese año Newton atravesó por una crisis paranoica de la que se ha tratado de dar diversas explicaciones, entre las que no ha faltado, desde luego, la consistente en atribuirla a la ruptura de su relación con el joven Fatio, relación que, por otra parte, no parece que llevara a Newton a traspasar las férreas barreras de su código moral puritano. Los contemporáneos de Newton popularizaron la improbable explicación de su trastorno como consecuencia de que algunos de sus manuscritos resultaran destruidos en un incendio; más recientemente se ha hablado de una lenta y progresiva intoxicación derivada de sus experimentos alquímicos con mercurio y plomo. Por fin, no pueden olvidarse como causa plausible de la depresión las dificultades que Newton encontró para conseguir un reconocimiento público más allá del estricto ámbito de la ciencia, reconocimiento que su soberbia exigía y cuya ausencia no podía interpretar sino como resultado de una conspiración de la historia. Pese a la dificultad de su lectura, los Principia le habían hecho famoso en la comunidad científica y Newton había formado parte en 1687 de la comisión que la Universidad de Cambridge envió a Londres para oponerse a las medidas de catolización del rey Jacobo II. Aunque quizá su intervención se debió más a su condición de laico que a su fama, ello le valió ser elegido por la universidad como representante suyo en el parlamento formado como consecuencia del desembarco de Guillermo de Orange y el exilio de Jacobo II a finales de 1688. Su actividad parlamentaria, que duró hasta febrero de 1690, se desarrolló en estrecha colaboración con Charles Montagu, más tarde lord Halifax, a quien había conocido pocos años antes como alumno en Cambridge y que fue el encargado de dar cumplimiento a los deseos de Newton de cambiar su retiro académico en Cambridge por la vida pública en Londres. Montagu fue nombrado canciller de la hacienda real en abril de 1694; cuando su ley de reacuñación fue aprobada en 1695, le otorgó a Newton el cargo de inspector de la Casa de la Moneda, siendo ascendido al de director en 1699. Lord Halifax acabó por convertirse en el amante de la sobrina de Newton, aunque los cargos obtenidos por éste, pese a las acusaciones lanzadas por Voltaire, no tuvieron que ver con el asunto. Busto de Newton A fines de 1701 Newton fue elegido de nuevo miembro del parlamento como representante de su universidad, pero poco después renunció definitivamente a su cátedra y a su condición de fellow del Trinity College, confirmando así un alejamiento de la actividad científica que se remontaba, de hecho, a su llegada a Londres. En 1703, tras la muerte de Hooke y una vez que el final de la reacuñación había devuelto la tranquilidad de una sinecura a la dirección de la Casa de la Moneda, Newton fue elegido presidente de la Royal Society, cargo que conservó hasta su muerte. En 1705 se le otorgó el título de sir. Pese a su hipocondría, alimentada desde la infancia por su condición de niño prematuro, Newton gozó de buena salud hasta los últimos años de su vida; a principios de 1722 una afección renal lo tuvo seriamente enfermo durante varios meses y en 1724 se produjo un nuevo cólico nefrítico. En los primeros días de marzo de 1727 el alojamiento de otro cálculo en la vejiga marcó el comienzo de su agonía: Newton murió en la madrugada del 20 de marzo, tras haberse negado a recibir los auxilios finales de la Iglesia, consecuente con su aborrecimiento del dogma de la Trinidad. Resumen Cronología 1642 Nace en Woolsthorpe, Gran Bretaña. 1661 Ingresa en el Trinity College de Cambridge. 1666 Primeras ideas sobre la ley de la gravitación universal, suscitadas por la contemplación de la caída de las manzanas, según la célebre anécdota. 1669 Sucede a Isaac Barrow como profesor de matemáticas. 1671 Escribe Método de fluxiones y de las series infinitas. 1675 Lectura en la Royal Society de su Hipótesis para explicar las propiedades de la luz. 1687 Primera edición de los Principios matemáticos de la filosofía de la naturaleza, en que establece las tres leyes fundamentales de la física y la ley de la gravitación universal. 1688 Es elegido miembro del Parlamento, en representación de la Universidad de Cambridge. 1699 Es nombrado director de la Casa de la Moneda. 1703 Es elegido presidente de la Royal Society, cargo que ocupará hasta su muerte. 1704 Se publica la primera edición de la Óptica o Tratado de las reflexiones, refracciones, inflexiones y colores de la luz. 1705 Se le otorga el título de sir. 1713 Segunda edición de los Principia. 1718 Segunda edición de la Óptica. 1727 Muere en Londres.