El susurro del hidrógeno (primera parte) | Artículo de Luis Felipe Rodríguez Jorge

Por Luis Felipe Rodríguez Jorge / Miembro de El Colegio Nacional*

En 1835 el filósofo francés Auguste Comte (1798-1857) afirmó que nunca conoceríamos la composición química de las estrellas. Después de todo, esta aseveración parece razonable: nadie ha tenido en sus manos un pedazo de estrella para someterlo a un análisis químico.

Pero Comte estaba equivocado y ahora conocemos mejor la composición química de la superficie de las estrellas que la del interior de la Tierra. ¿Cómo ha sido esto posible? Dos décadas después de la afirmación de Comte, dos científicos alemanes, Gustav Kirchhoff (1824-1887) y Robert Bunsen (1811-1899), demostraron que era posible determinar la composición química de las cosas a la distancia, estudiando la luz que emiten. Para esto calentaban un material hasta hacerlo incandescente y analizaban la luz que emitía con la ayuda de un prisma. 

El prisma transformaba la luz en un abanico de colores, una especie de arcoíris en miniatura. A diferencia del arcoíris que a veces vemos en el cielo, que es un continuo de colores del rojo al violeta, los que estudiaban Kirchhoff y Bunsen solo tenían luz de ciertos colores. Ellos se dieron cuenta de que estas combinaciones de colores, lo que ahora conocemos como un espectro, eran característicos del material que estaban estudiando.

Por ejemplo, el sodio emite luz en dos estrechas regiones en la parte amarilla del espectro. A estas emisiones angostas se les conoce como líneas espectrales. Otro ejemplo es el litio que emite una intensa línea en el rojo. Cada elemento químico tiene un espectro característico, como quién dice, un código de barras único. De acuerdo con las condiciones de la fuente que las produce, las líneas espectrales pueden aparecer como brillantes, o bien, como oscuras. Kirchhoff y Bunsen analizaron el espectro de la luz solar y descubrieron que en él aparecían como angostas rayas oscuras en la región amarilla las dos líneas del sodio, demostrando su presencia en el Sol.

Foto: El Colegio Nacional

Esta nueva rama de la ciencia, la espectroscopía, permitió ir determinando la composición química de cuerpos cada vez más lejanos. Tiene una aplicación práctica muy vistosa en la producción de fuegos artificiales. Los intensos colores que vemos en éstos están producidos por la presencia de ciertas sales en el material que se quema.

Nos podíamos entonces preguntar, ambiciosamente, qué composición química tiene el universo. Lo primero que se le ocurre a uno es que el universo tiene una composición química muy parecida a la nuestra. Aproximadamente 96% de nuestro cuerpo está constituido por solo cuatro elementos: oxígeno, carbono, hidrógeno y nitrógeno. El oxígeno es el dominante, aportando 65% de nuestro peso. Este oxígeno está predominantemente en la abundante agua que nos forma. Pero como en el caso de Comte, esta expectativa es incorrecta: la composición del universo es muy diferente a la nuestra. Ambos estamos hechos de los elementos químicos presentes en la tabla periódica, pero en muy distintas proporciones.

Usando los resultados de la espectroscopía de estrellas y nebulosas cósmicas entonces disponibles, en 1925 la astrónoma británico-estadounidense Cecilia Payne-Gaposchkin (1900-1979) demostró que el universo está formado principalmente por hidrógeno y helio. Estos son los dos elementos químicos más sencillos y abundantes. Todos los demás elementos aparecen en cantidades minúsculas, si bien varios de ellos son indispensables para la vida. Pero para estudiar al universo necesitamos conocer muy bien sobre todo al hidrógeno.

El hidrógeno es la mínima expresión de un átomo. En su centro hay una partícula positiva, el protón, y a su alrededor una partícula negativa, el electrón, difuminado como una nube. Los átomos son neutros, o sea que deben tener el mismo número de protones que de electrones. En condiciones normales el electrón está en una órbita base, relativamente cerca al protón. Si el gas de hidrógeno es lo suficientemente caliente, el electrón puede ganar energía y brincar a órbitas más lejanas. De ahí, el electrón puede caer hacia órbitas más cercanas finalmente llegando en cascada a la órbita base. En cada brinco hacia abajo que da el electrón, el átomo libera energía en la forma de luz de un color determinado. 

Esa luz que se emite recibe el nombre de fotón, una especie de paquete de energía en la forma de una onda. El fotón está caracterizado por su “color” o, más precisamente, por su longitud de onda, la separación entre crestas consecutivas de la onda. En el caso de los fotones que son visibles la longitud de onda es pequeñísima. Para un fotón rojo es aproximadamente 650 nanómetros, una centésima del ancho de un cabello humano. Un nanómetro es una mil millonésima de metro.

Nuestros ojos solo captan fotones que van del rojo (650 nanómetros) al violeta (400 nanómetros). Pero hay fotones con longitudes de onda tanto mucho más grandes como muchas más chicas. Los rayos X con los que nos sacan una radiografía tienen una longitud de onda de solo 0.03 nanómetros. En contraste, la radio FM se transmite con longitudes de onda de alrededor de los 3 metros.

El hidrógeno tiene niveles de energía que se numeran 1 (el base), 2, 3, y así sucesivamente. Por ejemplo, cuando el electrón baja del nivel 4 al 2 se produce un fotón con longitud de onda de 486.1 nanómetros, en la frontera entre el azul y el verde, un azul como turquesa. Las emisiones producidas al pasar el electrón de un nivel a otro se conocían desde 1853 y en 1885 el matemático suizo Johann Jakob Balmer (1825-1898) encontró una fórmula que implicaba que las líneas se producían por transiciones entre los diversos niveles de energía del hidrógeno. Ya desde 1862 el astrónomo sueco Anders Jonas Ångström (1814-1874) había encontrado estas líneas en el espectro del Sol. 

Entonces desde mediados del siglo XIX era posible estudiar el hidrógeno fuera de la Tierra. Pero esto era posible solo cuando el hidrógeno estaba muy caliente, miles de grados Celsius o más, como por ejemplo en la superficie de las estrellas. El problema es que desde entonces se sospechaba que la mayoría del hidrógeno que existe en el espacio era muy frío y que los electrones estarían todos en el estado base, aparentemente sin poder emitir fotones.

Parecería que nunca podríamos estudiar al hidrógeno frío que, se esperaba, existía abundantemente en el espacio, como si fuera un fantasma invisible. Pero de nuevo, estábamos equivocados.

(Continuará).

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