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Al igual que en otros casos, el cambio se impuso tras una larga fase preparatoria. Durante el transcurso del siglo XIX y sobre todo a partir del siglo XX la técnica de la observación astronómica realizó rápidos progresos. Los catálogos de estrellas se hicieron más extensos. Simultáneamente aumentaron los esfuerzos por lograr una mejor clasificación y tipología de los cuerpos celestes. Pero hasta comienzos del siglo XX estos esfuerzos conservaban el mismo carácter estático y descriptivo que la conocida clasificación de las plantas y animales de Linneo. Para salir de esto hacía falta solucionar problemas que el ser humano apenas se atrevía a plantear, pues de momento se carecía de todo punto de apoyo para hallar una solución. El problema de la energía solar es un ejemplo muy ilustrador: ¿Cómo es posible que el sol pueda emitir incesantemente energía, en forma de luz y calor, sin, al parecer, agotar sus reservas? ¿Cómo es posible producir tal derroche de energía? Podían hacerse especulaciones al respecto, pero la respuesta a tales preguntas estaba tan fuera del alcance de los conocimientos del hombre, que durante mucho tiempo el problema superó su capacidad de imaginación.

También en este caso la transición de la fase especulativa a la fase científica se realizó gracias al desarrollo de modelos teóricos en estrecho contacto con investigaciones experimentales, esto es, empíricas. La cuestión de la emisión de energía de las estrellas no se abrió al hombre hasta que se pudieron realizar explosiones experimentales de núcleos atómicos y se comprendió su importancia teórica. Observaciones sistemáticas del sol y otras estrellas confirmaron la suposición de que se trataba de una emisión de energía debida a una continua y sistemática explosión de núcleos atómicos, y sobre todo de núcleos de átomos de hidrógeno. La fisión nuclear, que el hombre, después de una larga labor previa, consiguió realizar en el siglo XX, y, luego, para bien o para mal, utilizó para sus propios fines, dio la clave para la explicación del enigma del sol. La luz y el calor del sol y de otras estrellas resultaron ser un subproducto de un gigantesco proceso de fisión atómica. Lo que el ser humano había conseguido en sus laboratorios era la copia en muy pequeña escala de un fenómeno natural que se venía realizando de forma ciega, automática y sin objetivo desde hacía muchos millones de años y que, entre otras cosas, había sido una condición indispensable para la aparición de las criaturas vivientes y, por tanto, también del ser humano sobre la tierra. Faltaba explicar cómo se había originado ese fenómeno natural de fisión nuclear.

En la cosmología, el punto de inflexión de la transición desde un modo de plantear problemas basado teóricamente en leyes a un modo de plantear problemas basado teóricamente en procesos lo constituye un diagrama estelar conocido con el nombre de sus creadores, un danés y un norteamericano: el diagrama Hertzsprung-Russel. Este diagrama presenta algunos comportamientos de determinados grupos de estrellas, sobre todo la intensidad lumínica, el tipo de espectro o la temperatura. Con este análisis las estrellas no quedan distribuidas arbitrariamente a lo largo del diagrama, sino que se distribuyen según un patrón muy determinado. Intentos por explicar este patrón llevaron al descubrimiento de que tenía que tratarse de una representación del desarrollo de una estrella. En uno de los extremos del patrón se reunían tipos de estrellas que fueron reconocidas como estrellas «jóvenes», y en el otro extremo tipos de estrellas «viejas»; entre ambas queda aquella porción del patrón en el que se encuentran la mayor parte de las estrellas analizadas —entre otras, estrellas del tipo de nuestro sol—. Esta parte del diagrama representa aquellas fases de cambio de las estrellas en las que estas pasan la mayor parte de su decurrir. Ahora es conocida, muy en general, bajo el nombre de «secuencia principal» (main sequence), y las estrellas que se encuentran en esta fase de desarrollo son conocidas como «estrellas de la secuencia principal». Este diagrama y el ensanchamiento teórico que aportaron otros científicos, en especial el cosmólogo norteamericano Hubble, marca de hecho un punto de inflexión en el ámbito de la cosmología; constituye, como puede verse, la transición de una tipología estelar linneana a una darwiniana, y, en un sentido más amplio, la transición de una elaboración de teorías y conceptos estática y basada en las leyes a una dinámica y basada en los procesos.

Esto no significa que este punto de inflexión sea un punto de llegada. Se trata de la transición de un modo dominante de formular problemas a otro, del predominio de la busca de regularidades eternas situadas más allá del tiempo y el espacio, al predominio de la búsqueda del surgimiento y desarrollo de estructuras en el transcurso del tiempo. Lo que ha cambiado es el modo de plantear los problemas y esperar la solución. La solución misma continúa, muchas veces, muy lejana. Tampoco es que el hecho de haberse determinado que aquello que una vez se tuvo por leyes, es decir, por relaciones globales constantes, carezca ahora de importancia para el avance de la investigación. Esta no es en absoluto la cuestión. Lo que ha cambiado es el status cognitivo de las relaciones globales inmutables como instrumento de investigación. En lugar de ser una especie de sucedáneo de la divinidad, las reglas empíricas semejantes a leyes se han convertido ahora en instrumento de ayuda para la construcción de modelos de procesos.

Así, por ejemplo, E. P. Hubble, quien, entre otros, fue el primero en identificar algunas de las formaciones estelares conocidas como nebulosas, afirmando que se trataba de galaxias autónomas situadas más allá de nuestra Vía Láctea, halló, con ayuda de análisis espectrales, una simple fórmula semejante a una ley para la relación entre la distancia y la velocidad de movimiento de estas galaxias. Determinó que la proporción entre la distancia que separa a esas galaxias de la tierra y la velocidad con que aparentemente se alejan de esta es siempre la misma (lo cual no implica que el sistema solar se encuentre en el centro de ese movimiento de alejamiento). Observado desde cualquier punto posible, la velocidad con que se aleja una galaxia se incrementa a medida que aumenta la distancia que la separa del observador. Esta fórmula podría, ciertamente, ser llamada ley de Hubble; hoy en día normalmente se habla de la constante de Hubble. Esta constante de Hubble se ha convertido en una gran ayuda para la construcción de un modelo de procesos —para una teoría de la formación del universo actual, que se ha hecho conocida con el nombre de teoría del universo en expansión—. En este sentido debe comprenderse también el patrón del diagrama de Hertzsprung-Russel y su interpretación. Su construcción descansa sobre una plétora de mediciones, y en ella no desempeña papel alguno una regla empírica con forma de ley. Pero también en este caso las reglas empíricas fueron instrumentos con cuya ayuda se intentó hacer comprensible el proceso de surgimiento de estrellas, la relativa estabilidad de estas en cuanto cuerpos de la secuencia principal y, finalmente, el estadio final del proceso estelar^[28].

La imagen del proceso estelar que resulta del estado actual de los conocimientos es, básicamente, la de una especie de gigantesca reacción en cadena. En su forma más sencilla, como puede ser desatada en cualquier laboratorio, es una reacción cuyos productos ponen y mantienen en acción reacciones iguales o parecidas, hasta que, poco a poco, se agota todo el material capaz de reaccionar de esta manera. Ya las reacciones en cadena provocadas intencionadamente por el hombre muestran un claro orden secuencial diacrónico, una sucesión de etapas específica, dentro de la cual cada etapa posterior presupone como condición necesaria la etapa anterior, la secuencia de etapas anteriores. Las tradicionales hogueras de carbón pueden servir como ejemplo sencillo de este tipo de reacciones en cadena. Abandonados a su suerte, los trozos de carbón amontonados unos sobre otros no emiten calor; pero cuando algunos trozos son puestos al rojo desde fuera, mediante una cerilla o un mechero de gas, el fuego se transmite espontánea y ordenadamente de un trozo de carbón a otro, hasta que la emisión de energía en forma de luz y calor transforma el carbón en escoria y cenizas, es decir, en materiales que ya no son capaces de continuar la reacción. Una secuencia parecida se observa en la reacción en cadena más conocida de nuestros días, la reacción de fisión nuclear. Esta se hace espontánea cuando a un material adecuado, como un isótopo de uranio, se aplica una energía catalizadora y, al fisionarse un núcleo atómico, al menos una de las partículas atómicas liberadas, uno de los neutrones, produce la fisión de otro núcleo atómico. Las reacciones en cadena de los procesos estelares son de una magnitud espaciotemporal completamente distinta; esto hace que se diferencien en algunos aspectos de las terrestres. Pero la alusión a estas últimas simplifica la comprensión de este proceso natural tan inmensamente grande para el entendimiento humano.

Según la concepción actual, acumulaciones de gas y partículas de polvo, que se observan como una especie de nubes situadas en determinados lugares interestelares, constituyen el punto de partida de este cósmico proceso en cadena de la formación de estrellas. Cuando una de estas nubes adquiere una determinada densidad, el efecto de la fuerza de gravedad puede provocar que la nube se comprima cada vez más. Temperatura y densidad aumentan. La formación comienza a brillar con un débil color rojizo. En esta etapa la energía a que se debe este brillo de la masa procede de la creciente comprensión producida por la fuerza de gravedad. Cuando la temperatura interior, que sigue ascendiendo, alcanza, digamos, un par de millones de grados Kensal, se desatan reacciones en cadena de un tipo determinado que funcionan como fuentes de energía, y la formación desarrolla, a lo largo de una serie de estadios intermedios, aquella estructura y aquella forma características de una estrella de la secuencia principal. El tiempo que la formación tarda en realizar esta contracción para, así, alcanzar la estructura propia de la secuencia principal, depende de su masa. Dentro de ciertos límites puede decirse que cuanto mayor es la masa, menos tarda la formación en alcanzar la temperatura que provoca el proceso espontáneo de fisión atómica y lo mantiene como reacción en cadena, menos tarda el proceso estelar en atravesar los diferentes estadios.

En el estado actual de la investigación aún estamos lejos de comprender todos los detalles de tales procesos. Así, por ejemplo, hoy en día todavía no se conoce con precisión la composición química del sol. En este sentido, es interesante para la teoría de la ciencia examinar en qué aspectos los procedimientos y expectativas de solución presentes en la busca de solución a estos problemas se diferencian de los de la física clásica y la teoría filosófica de la ciencia orientada hacia esta. Uno de los procedimientos es la construcción de una serie de modelos matemáticos del sol, representativos de diferentes tipos posibles de composición del sol. Así puede probarse cuál de los modelos se adecúa mejor a las observaciones pertinentes del sol. Pero es posible que estos modelos no cumplan su tarea si cuando se construyen no se considera el desarrollo anterior del proceso en cadena hasta el estado presente; en otras palabras, si cuando se construyen tales modelos no se considera el desarrollo diacrónico del proceso nuclear al que llamaremos, brevemente, «historia del sol». Para ello, las mediciones siguen siendo tan indispensables como siempre; ordenadores de la última generación posibilitan el trabajo rápido; pero el objetivo de la empresa no es, como ya se ha dicho, descubrir una ley atemporal, sino construir un modelo de proceso cuatridimensional. Si no se hiciera referencia a la dinámica de las etapas anteriores, el intento por determinar la estructura del sol o de cualquier otra estrella andaría descaminado.

La característica básica de una estrella de la secuencia principal, tal como esta se presenta en el estado actual de la investigación, puede expresarse en una fórmula relativamente sencilla, a pesar de existir muchas posibilidades para cada caso y, sin duda, muchos problemas sin resolver. El enorme gasto energético de una estrella de la secuencia principal descansa sobre procesos de fisión nuclear que provocan una y otra vez nuevos procesos de fisión nuclear. Como combustible sirven, sobre todo, los átomos de hidrógeno. La fisión de sus núcleos y la fusión de sus partículas nucleares liberan energía. Lo que queda, la escoria, por así decirlo, es helio. Una estrella dos veces más grande que el sol agota su combustible en un período de 3000 millones de años. Una tan sólo un poco más grande que el sol agota su acopio de hidrógeno en unos 5000-6000 millones de años. Cuando alrededor del 10 por ciento del hidrógeno se ha convertido en helio cambia la estructura del proceso estelar. El primer ímpetu de la emisión de energía y la etapa más larga del proceso terminan. El núcleo de helio se contrae y se calienta. Así, el propio helio se convierte en combustible. Se transforma parcialmente en elementos más pesados, durante una renovada pero menos intensa emisión energética y un agotamiento comparativamente rápido de las fuentes de energía. La formación estelar palidece. Según las circunstancias, se convierte en una estrella gigante roja o hace saltar la corteza exterior de la estrella, la expulsa y explota en la forma que desde la tierra se registra como el estallido de una supernova. Los restos se comprimen, dando forma a una enana blanca o a una estrella de neutrones y luego, tal vez, a una estrella enana negra, una masa reactiva de gran densidad, circunferencia relativamente pequeña e intensidad lumínica relativamente débil. Ese es el final del proceso en cadena.