DÍA DE LA CIENCIA

Ciclo vital de las estrellas

El ciclo vital de las estrellas es un tema muy interesante, ya que, entre otras cosas, nos hace darnos cuenta de lo insignificantes que somos en comparación al Universo. También, el hecho de haber descubierto todo de lo que vamos a hablar, es digno de mención, pues detrás hay un laborioso trabajo de multitud de astrónomos. Nosotros vamos a tratar este tema, y aquellos que leáis nuestro trabajo os lo creeréis, al igual que nos lo hemos creído nosotros cuando leímos toda la información, procedente de distintas fuentes. Sin embargo, la pregunta es la siguiente: ¿Y cómo hicieron los pioneros en este tema para saber todo lo que nos han transmitido? Para haceros una idea, procederemos a una comparación bastante interesante que encontramos en internet. Imagínese el lector que es una mosca, que vive apenas una semana. A ti, como mosca, te surge curiosidad acerca de esos seres enormes que ocupan el mundo entero; los humanos. Te interesas en especial en su ciclo vital, pues viven mucho más que tú. Por ello, como no eres capaz de ver a un humano crecer, deber observar a personas de distintas edades: bebés, niños, adolescentes, jóvenes, adultos, ancianos… Éste es el único método de sacar alguna conclusión.

A nosotros con las estrellas nos sucede exactamente lo mismo. Las estrellas pueden vivir cientos de miles de millones de años, y un científico no vivirá para verla nacer y morir. Por ello, y debido a que el cielo está repleto de ellas, debe coger una que acabe de nacer, otra que esté en pleno desarrollo, una que vaya a morir, otra que acabe de morir… Es entonces cuando realmente se puede extraer información acerca de las estrellas. Y esto no se consigue observando ni una ni dos ni diez estrellas, sino muchas más. Todo esto lo decimos para haceros una idea sobre lo laborioso que resulta este tema que hemos escogido.

Dicho esto, procederemos a la explicación de nuestro temas. Primero os daremos una breve explicación en relación a los distintos elementos que vamos a tratar y, después, describiremos el ciclo de las estrellas.

                                     Gráfica HR, que representa el brillo de las estrellas

                                     frente a su temperatura.

Gigantes Rojas

Las gigantes rojas son el siguiente paso en la vida de una estrella de menos de 8-9 veces la masa solar, tienen un volumen mucho más grandes que el del Sol. Éstas se forman cuando su hidrógeno se ha fusionado en helio, y sabemos que el Sol sufrirá este proceso en aproximadamente unos 5 mil millones de años.

Durante esta etapa, la estrella emite las capas más exteriores de su atmósfera dando así origen a nubes brillantes de gas y polvo llamadas nebulosas planetarias.

Las gigantes rojas suelen  venir de estrellas gigantes de masa media que tras haber quemado el hidrógeno en su núcleo comienzan a quemar hidrógeno en la cáscara que se encuentra alrededor del núcleo de helio inerte. El efecto inmediato de este proceso es un aumento en la superficie de la estrella y un enfriamiento de la misma, por lo que su color se torna rojizo. Finalmente, cuando la temperatura de la estrella aumenta demasiado, la estrella aumenta su luminosidad y volumen, hinchándose hasta alcanzar un radio de 100 millones de km. Desde este momento la estrella es considerada una gigante roja.

Sabemos que el Sol en unos 5 mil millones de años o 6 mil millones de años pasará por esta fase y llegará a ocupar un espacio tan gigante que cubrirá las órbitas de Mercurio y Venus, a continuación pongo una foto del tamaño estimado del Sol cuando sea una gigante roja frente a su tamaño actual:

Comparación de la gigante roja más grande, más pequeña y el Sol:

Enanas blancas

Las enanas blancas son una etapa en la vida de las estrellas en la cual todo el combustible se ha acabado, es una estrella de masa 9-10 veces menor que la masa solar, su volumen es un poco más pequeño que el volumen del Sol generalmente. El núcleo de estas estrellas está formado por átomos en estado de plasma, estas estrellas se compactan debido a que como en su núcleo ya no se se realizan reacciones termonucleares, las estrellas ya no tienen fuerzas de energía que eviten su colapso gravitatorio, debido a esto la enana blanca se va comprimiendo sobre sí misma debido a su propio peso. Las enanas blancas son estrellas muy compactas porque la distancia entre sus átomos es muy pequeña, sabemos que la densidad de estas estrellas llega a alcanzar ordenes de varias toneladas por centímetro. Estas estrellas tienen una temperatura muy alta. Se sabe que el 97 por ciento de las estrellas pasarán por esta etapa en su desarrollo, incluido el Sol. Actualmente las enanas blancas son junto a las enanas rojas las más numerosas en el universo.

Comparación de dos enanas blancas que existen con el Sol:

Enana marrón

Una enana marrón es un objeto de masa subestelar que debido a su baja masa es incapaz de llevar  cabo las fusiones de hidrógeno que otras estrellas llevan a cabo. Son estrellas de una masa 80 veces inferior a la de Júpiter aproximadamente aunque su tamaño es mucho más grande que el de cualquier planeta. Dado que no tienen la masa suficiente para brillar, son muy difíciles de encontrar, se parecen a un planeta gaseoso. Para verlas el mejor medio es observarlas por medio de los infrarrojos.

Supernovas

Las supernovas se forman con estrellas de masa un mayor a la del Sol. Las fusiones nucleares de estas estrellas van creando cada vez elementos más pesados hasta que se forma el hierro y, con el hierro el núcleo no puede auto soportarse y colapsa gravitacionalmente. Las capas exteriores de la estrella son emitidas en forma de una súper explosión. La parte restante de la estrella, el núcleo, queda convertido en una estrella de neutrones. Las supernovas al explotar, debido a su gran magnitud, iluminan galaxias enteras y pueden formar nuevas estructuras. A continuación podéis ver un vídeo sobre una recreación de una explosión de supernova. La última supernova que fue vista fue vista por Kepler en el 1604.

Las supernovas se clasifican en dos tipos. Las supernovas de Tipo I resultan de la transferencia de masa dentro de un sistema binario que consiste de una estrella enana blanca y una estrella gigante. Las supernovas de Tipo II son, en general, estrellas masivas individuales que llegan al fin de sus vidas con una formidable explosión.

https://youtu.be/-QVBWog4nuE

Estrella de neutrones

Una estrella de neutrones es aquella en la cual en su núcleo sólo hay neutrones. Estas están muy compactos entre sí, con la misma densidad que un núcleo atómico, A pesar de su pequeño diámetro (alrededor de 12,5 millas, o 20 kilómetros) las estrellas de neutrones pueden presumir de contener 1,5 veces la masa del Sol, por lo que son increíblemente densas. Un solo trozo de materia de estrella de neutrones con el tamaño de un terrón de azúcar pesaría cien millones de toneladas en la Tierra.. Como hemos contado anteriormente, se forman en las supernovas.

Púlsares

Un púlsar es la cantidad de impulso que tiene un una estrella a la hora de su rotación. Cuando una estrella de neutrones se forma ésta tiene una gran velocidad. Alguna estrellas que rotan muy rápido emiten ondas de radio en un haz muy determinado.

Agujeros negros

Los agujeros negros son zonas del espacio en la que hay una enorme cantidad de masa acumulada y debido a esto la velocidad de necesaria para escapar de la atracción de un objeto es mayor que la de la luz, ergo nada puede escapar de un agujero negro.

Estos se forman cuando una estrella con aproximadamente 8 veces más masa que el sol colapsa. Para que un agujero negro se pueda formar se necesita un objeto de enorme densidad. Para que os hagais una idea, toda la masa del sol debería estar en un objeto de 6 km de diámetro.

Dependiendo de su masa los agujeros negros se clasifican en tres tipos:

-Agujeros negros supermasivos: Su masa es millones o miles de millón de

veces mayor que la del sol

-Agujeros negros de masa estelar: Son aquellos que se forman cuando una

estrella que tiene alrededor de el doble de masa que el sol explota y se

convierte en una supernova

-Micro agujeros negros: Se estima que su masa es igual a la masa de Planck que

es del orden de 2 x 10-8 kg. Debido a su pequeño tamaño se desintegran en un corto

de tiempo. A pesar de su escasa masa poseen una densidad de 1093 g/cm³.

Un agujero negro se forma cuando una estrella de grandes dimensiones se destruye. Cuando esto sucede las capas exteriores se alejan de la estrella mientras que las interiores implotan compactandose y dando lugar a la gran densidad que caracteriza a los agujeros negros.

Una vez explicado todo esto, procederemos a explicar detenidamente las diferentes etapas por las que pasa una estrella durante su ciclo vital.

Todo comienza con la acumulación de partículas, especialmente de helio y de hidrógeno, y de polvo estelar, que se mantiene próximo debido al efecto de la gravedad. El proceso de creación es violento y lleva consigo la formación de discos, que alimentan de materia a la estrella naciente (o protoestrella), y expulsiones de materia a cientos de kilómetros por segundo.

Protoestrella.

La temperatura y densidad en el centro de la protoestrella aumentan conforme se acumula la materia hasta permitir que los átomos de hidrógeno se fusionen para formar átomos de helio en un proceso que libera grandes cantidades de energía. Cuando comienza este proceso, que constituye el motor de una estrella durante su vida, decimos que se ha formado una nueva estrella: una enorme esfera gaseosa cuya parte más externa, la atmósfera, podemos ver de forma directa. Poco queda ya alrededor de la estrella de la materia que la formó. Sin embargo, la materia en el disco puede condensarse y formar planetas, cometas o asteroides, es decir, un sistema planetario.  

El Sistema Solar es un ejemplo de sistema planetario.

Las estrellas tienden a formarse en cúmulos debido a la acción de la gravedad. Todas las estrellas de un cúmulo se forman al mismo tiempo y, aunque coinciden en edad, no todas evolucionan al mismo ritmo: los procesos internos son lentos en las estrellas con poca masa -que pueden vivir miles de millones de años- y más rápidos en las estrellas de mayor masa, que completan su ciclo vital en pocos millones de años.  

Cúmulo estelar M13.

La formación de una estrella solitaria, como el Sol, no es lo más común. Además de formarse en cúmulos, dos tercios de las estrellas forman parte de sistemas estelares dobles ligados gravitacionalmente. El estudio de las órbitas de las estrellas dobles permite deducir las masas de las componentes. Estos valores, combinados con otras propiedades y modelos teóricos, hacen posible obtener calibraciones para estimar la masa de otras muchas estrellas.

Las estrellas que cumplen la característica de girar una entorno a la otro, se conocen como estrellas binarias. Un claro ejemplo de este tipo serían Sirio A (de mayor tamaño) y Sirio B (de menor tamaño).

Una vez pasado el proceso de formación, decimos que la estrella es adulta. El Sol, por ejemplo, se encuentra ahora mismo en esta etapa. Ésta no resulta nada plácida ni pacífica, pues sus procesos físicos internos dan como resultado fenómenos observables en su atmósfera: vientos estelares, llamaradas, manchas frías y campos magnéticos. En algunas estrellas, las inestabilidades internas se traducen en pulsaciones y convulsiones, similares a un terremoto, cuyo estudio proporciona valiosa información sobre sus  procesos internos.  

Finalmente, el agotamiento del hidrógeno en el centro marca el principio del fin en la vida de una estrella. Para mantener su equilibrio, la estrella crece de forma masiva y se convierte en una gigante roja, con un tamaño similar a la distancia desde la Tierra -o incluso desde Júpiter- al Sol.

Comparación entre Arcturus y Pólux, dos gigantes rojas, con el Sol.

La masa inicial de la estrella desempeña un papel crucial en su final. Los modelos teóricos y las observaciones indican que si la masa estelar no alcanza unas siete veces la masa del Sol, la estrella expulsará toda su atmósfera y dejará al descubierto un núcleo caliente que ilumina la envoltura gaseosa. Se forma entonces una nebulosa planetaria cuyo núcleo, una enana blanca con temperaturas de decenas de miles grados y tamaño similar al de la Tierra, es incapaz  de producir energía y se enfría lentamente hasta perderse de vista.  

Nebulosa planetaria, con la enana blanca en el medio.

Las estrellas que superan en unas siete veces la masa del Sol explotan como supernovas, uno de los fenómenos más violentos del Universo: lanza la materia estelar al espacio a velocidades de miles de kilómetros por segundo y sólo queda el núcleo central, de pocos kilómetros de diámetro, en el que se concentra una masa mayor que 1,4 veces la solar.

Dos fotografías de dos supernovas.

Este núcleo  puede desarrollarse como una estrella de neutrones que gira rápidamente -un púlsar-.

Fotografía de una estrella de neutrones.

O, si su masa es mayor que 3,2 veces la del Sol, como un agujero negro -una concentración de materia tal que ni la luz puede escapar de la acción de su gravedad.

Fotografía de un agujero negro

La materia que expulsan las estrellas, principalmente al final de su vida, retorna al medio interestelar donde, tras largos procesos dinámicos, se agrupará y desencadenará la formación de una siguiente generación de estrellas. Dicha materia se encuentra enriquecida por nuevos elementos químicos que se fabricaron en los interiores de la primera generación de estrellas o, incluso, en su propia muerte explosiva en forma de supernova. Tales elementos químicos son los que podemos encontrar en la Tierra y que conforman, ciertamente, el material de que estamos hechos los seres vivos.

Esquema de todo lo que hemos explicado.

Millikan

1. Explica la hipótesis de Symmer acerca del fluido vítreo y el fluido resinoso

Symmer enunció una teoría sobre la electrostática de los elementos. En esta teoría Symmer dijo que en los elementos había dos tipos de fluidos que eran los que daban las cargas magnéticas. El fluido cuya carga era positiva se llamaba vítreo y una de carga negativa que se llamaba resinoso. Symmer dijo que estos dos fluidos al juntarse daban lugar a una carga neutra. Éste también dijo que al frotar un objeto contra otro estas dos sustancias se separaban y que debido a eso se atraían los objetos. Un caso muy común tiene lugar cuando frotamos un globo contra nuestro pelo, al parar de frotar el globo se queda pegado a nuestra cabeza.

2.  ¿Que es un tubo de descarga?

Un tubo de descarga fue un gran avance en el mundo de la física realizado la mayoría de científicos de la época. Este tubo de descarga era una especie de ampolla de vidrio en la cual se colocaba una plancha metálica de carga positiva en un extremo y una plancha de carga negativa en el otro. Después los científicos trataban de dejar el interior de la ampolla al vacío. Una vez realizado esto se calentaba el cátodo (componente de carga negativa) y este emitía un rayo de electrones que viajaban en línea recta hasta el ánodo (componente de carga positiva). También se ponía una cruz en su interior para ver como se desviaban los electrones.

Thomson logró desviar los rayos ya que consiguió un nivel de vacío insólito hasta la época ya que al reducir la presión también se pudieron desviar los rayos con el campo magnético. Mientras realizaba el vacío el recipiente de vidrio se encontraba en un horno que eliminaba la mayoría de las partículas que se quedaban pegadas a los bordes del recipiente.

3. Modelo de Thomson

Thomson creó un modelo del átomo en 1904 el cual hoy en día está obsoleto. Thomson dijo que el átomo era una nube de carga positiva en la cual había electrones distribuidos uniformemente. Esta teoría tuvo gran aceptación hasta que el científico Ernest Rutherford demostró que el átomo tenía una organización completamente distinta.

Rutherford hizo un experimento mediante el cual llegó a la conclusión que el modelo de Thomson era incorrecto. Rutherford dispuso una lámina de oro y lanzó rayos alfa hacia ella. Rutherford observó que los rayos alfa podían realizar tres movimientos: el más frecuente que era que pasaran rectos, luego algunos rebotaban y en un caso entre diez mil los rayos alfa volvían describiendo el mismo camino de ida. Los rebotes eran resultado de una colisión entre las partículas de lo rayos alfa y los núcleos de los átomos. Si el átomo hubiese sido como Thomson decía ninguna partícula habría rebotado ya que la parte de carga positiva era descrita como una nube, es decir, sin materia suficiente como para desviar la trayectoria de las partículas alfa. A pesar de en el modelo de Thomson hubiese electrones no justificaría la desviación ya que su tamaño es insignificante para este experimento.

4. Describe el experimento realizado por Albert Michelson. ¿Qué es el éter?

Albert Michelson quería averiguar si realmente el éter influía en la velocidad de la tierra cuando orbitaba alrededor del sol debido a lo que se conocía como viento del éter. Ésto actuaba como el viento atmosférico y un balón, es decir, que a veces el viento aceleraría el balón pero a veces lo frenaría . Pero primero hay que saber lo que es el éter. Se pensaba que el éter era una sustancia muy ligera que ocupaba los espacios de vacío y mediante el cual se movía la luz.

Pero Michelson se dio cuenta de que había un problema a la hora de demostrar esta teoría y era que la velocidad del viento del éter era mucho menor que la de la tierra. Para poder demostrarlo ideó un aparato conocido como el Interferómetro de Michelson. Este aparato lo que hacía era emitir una luz monocromática que se dividía en dos direcciones cuando llegaba a un espejo. Después los haces de luz rebotaban en unos espejos e iban a parar a un receptor. Michelson, tras realizar una serie de ecuaciones, llegó a la conclusión de que los dos haces de luz habían llegado al mismo tiempo. Esto hizo que la teoría quedara obsoleta ya que los dos haces de luz tomaron distintas direcciones y si el viento de éter existiese habría variado a velocidad de los haces de diferente manera. Además en el futuro se descubrió que era posible que en determinados lugares hubiese vacío.

5. ¿Podrías explicar, según el modelo de Bohr, por qué los rayos X ionizan a las gotas de aceite?

El modelo atómico de Bohr es un modelo clásico del átomo propuesto en 1913 por el físico danés Niels Bohr, pero a su vez es el primer modelo en el que se lleva a cabo una cuantización a partir de ciertos postulados. Este modelo explica cómo los electrones pueden tener órbitas estables alrededor de su núcleo y el porqué de que los átomos presenten espectros de emisión característicos, estos dos temas temas fueron ignorados por Rutherford en el modelo anterior. Este modelo también presentaba ideas tomadas del efecto fotoeléctrico del cual también hablaremos más adelante, explicado por Einstein. Bohr organizó su modelo atómico de manera que los protones y los neutrones se situasen en un núcleo alrededor del cual orbitasen los electrones.

Los rayos X ionizan las gotas de aceite porque los átomos de cada gota al recibir los rayos, van llenando de electrones sus capas hasta que no queda ningún espacio libre.

En la imagen anterior podemos ver una representación del modelo de Bohr, podemos ver como el núcleo está formado por los neutrones y protones y como alrededor del mismo van orbitando los electrones en diferentes órbitas. Estas órbitas tienen que estar organizadas de manera cuidadosa para evitar colisiones entre los electrones, los electrones en un principio se situarán en la órbita más cercana al núcleo, pero a medida que su energía vaya variando y esa órbita no la pueda soportar, pasarán a una órbita distinta. Es por esto, al igual que he dicho antes, porque cuando cargamos las gotas de aceite con los rayos X su energía varía y se ven obligados a cambiar de nivel.  En el primer nivel caben hasta 2 electrones, en el segundo hasta 8, en el tercero hasta 18 y en el cuarto hasta 32 electrones.

6- Describe el experimento de Millikan. Propongo el siguiente trabajo opcional: realiza el experimento en esta web y presenta los resultados que hayas obtenido (gráficas, cálculos, etc…).

El famoso científico estadounidense Robert Andrews Millikan consiguió medir la carga del electrón con un error de sólo el dos por ciento tras un largo periodo de investigación y experimentación que abarcó desde el año 1908 hasta el 1917.  Consiguió llegar a este resultado gracias al experimento de la gota de agua, posteriormente sustituida en el experimento final por una gota de aceite debido a que esta no se evapora, con lo cual no varía la masa de la gota. Este experimento estaba compuesto de dos partes: la primera era la determinación de la masa de la gota midiendo la velocidad de caída sin activar el campo eléctrico, la segunda medir la carga eléctrica activando el campo magnético. Este fue el aparato que diseñó Millikan:

Esta formado por gran olla en la cual dentro hay dos placas con un agujero pequeño por el que pasaban las gotas de aceite, a un lado hay un microscopio para poder ver el experimento, el recipiente que echa la gotas de aceite y el sistema eléctrico y de rayos X.

El procedimiento del experimento era el siguiente: Se dejaban caer una serie de gotas de aceite sobre la cámara superior a través del pulverizador, sólo parte de estas gotas, que caían por la gravedad, lograban entrar por el agujero para pasar a la cámara inferior, debido a este agujero Millikan podía determinar la masa de estas gotas sabiendo la velocidad terminal debido a la fricción del aire en la cámara inferior. Millikan le dió una carga negativa a cada gota gracias a los rayos X que permitían ionizar las moléculas que llegaban a la cámara inferior.

Debido a que se podía ajustar el voltaje entre las dos placas, incluso pudiendo llegar a conseguir que las partículas ascendiesen o que quedasen flotando, Millikan tomando el valor de cada partícula descubrió que todos estos valores eran múltiplos de 1,6·10^-19, con lo cual dedujo que esta era la carga de un electrón.

7- ¿Qué es el efecto fotoeléctrico?

El efecto fotoeléctrico es el proceso mediante el cual se liberan electrones de un material por acción de la radiación. En un primer instante, la emisión de electrones procedentes de los metales usando luz de determinada frecuencia fue observado por Hertz y Hallwachs, a finales del siglo XIX. Sin embargo, fue la teoría acerca de este fenómeno publicada en uno de los artículos (1905) de Albert Einstein lo que realmente la consolidó. Además, el artículo en cuestión, fue el motivo por el que en 1922 Albert Einstein fue galardonado con el Premio Nobel de la Física. Es relevante añadir también que Max Plank, en el año 1900, sugirió en uno de sus experimentos que la energía estaba cuantizada, pero Einstein llegó aún más lejos explicando que no sólo la energía, sino también la materia, era discontinua.

Lo que básicamente pasa en el efecto fotoeléctrico es que las partículas de la luz, llamadas fotón, impactan con los electrones que conforman los átomos del metal en cuestión, confiriéndoles una energía cinética que hace que estos salgan despedidos de los átomos y creen corrientes eléctricas. Pero lo explicaremos a continuación con más detenimiento, para aquel al que le cueste hacerse una idea con esta breve explicación.

Para entender lo que vamos a explicar a continuación, conviene hacer alusión antes a lo que es una corriente eléctrica. Ésta se define como el movimiento de electrones de un lugar a otro, siendo estos los portadores de las cargas eléctricas negativas. La corriente eléctrica se forma con el movimiento de los electrones. Su expresión matemática es la siguiente:

i = d(Q)/dt ; siendo “i” la corriente eléctrica, “Q” la carga eléctrica que atraviesa el área transversal de un conductor y “d/dt” un factor que indica la variación de cargas eléctricas respecto al tiempo.

Pues bien, cuando una lámina de metal queda expuesta a luz de una determinada frecuencia, como podría ser la luz solar, se produce electricidad en la lámina: Esto sucede ya que la luz, al viajar, se comporta como onda, pero al intercambiar su energía con cualquier otro cuerpo, pasa a funcionar como partícula que, como ya hemos dicho, se conoce como fotón. Una vez el fotón ha chocado con el átomo de metal, desaparece, entregándole toda su energía cinética a los electrones y expulsando a estos hacia otros átomos. Por ello, la electricidad resultante de todo este proceso no depende de la intensidad del haz de luz, sino de la energía que tenga el fotón. La expresión matemática que define el efecto fotoeléctrico es la siguiente:

E = hF ; en la que 'E' es la energía que porta el fotón, 'h' es la constante de Planck y 'F' es la frecuencia del fotón de luz.

Otra propiedad importante del efecto fotoeléctrico es que todos los electrones expulsados absorben la misma cantidad de energía.

Finalmente decir que si '&' es la cantidad mínima de energía que necesita el fotón para expulsar un electrón del átomo, entonces la máxima cantidad de energía que necesita el electrón para abandonar su átomo y salir hacia otro, está dada por la ecuación:

E=hf-& ; Donde “E” es la energía necesaria para que se produzca la corriente eléctrica y “&” el trabajo que realiza el fotón.

En este link, encontraréis una animación en la que se ve muy bien este efecto.

Este efecto se utiliza mucho en nuevas las nuevas tecnologías, a modo de placas solares. Por ejemplo, se usa en las calculadoras, al igual que para crear electricidad a partir de los rayos solares.

8- ¿Por qué piensas que es interesante que los científicos pasen algunos años en otros centros de investigación distintos a los que se formaron?¿Y por qué es recomendable (o no) leer libros de divulgación científica?

Es bastante interesante pasar un tiempo en otro centros, especialmente en otros países, en los que los puntos de vista sean diferentes. De todo el mundo se puede aprender algo, y si un gran científico tiene en mente realizar un experimento, acerca del cual tiene su propios conocimientos y los de sus colegas, es muy buena idea enriquecerse con los conocimientos de personas más externas. Esa es una de las cosas más bonitas e importantes de la ciencia, que de todas las personas se puede aprender algo. Nosotros aprendemos de los conocimientos de nuestro profesor, pero igual otro profesor en Suecia, o en Sudáfrica, o en Brasil, o en China, o en cualquier otro país puede explicar eso mismo de otro modo que nos ayude a comprender mejor. La ciencia es comprender, y para comprender antes tienes que aprender. Y aprender consiste en empaparse con los conocimientos de muchas fuentes, ya sea por tu propia cuenta o porque alguien te enseñe. Nadie lo sabe todo, y todos podemos aprender de los demás.

Por otro lado, para alguien que aprecia las ciencias, es muy importante leer cosas que han escrito gente que sabe más. Si vas a una universidad diferente a donde has estudiado, conoces a gente que te puede ayudar, pero si no se tiene acceso a ese tipo de viajes o educación, siempre se puede recurrir a libros o artículos que escribió gente anteriormente. Leyendo también se aprende mucho.

10- Construye con materiales reutilizados tu propio modelo atómico (Thomson, Rutherford o Bohr).

Nosotros nos decantamos por construir uno que se asimilase al modelo atómico de Thomson. Lo que hicimos fue coger un pan de molde e incrustar en su superficie guisantes, de forma que el pan de molde representa el átomo, que tiene una carga positiva y carece de núcleo, y sobre él están los electrones, representados a modo de guisantes, con una carga negativa. Cierto es que no es una esfera perfecta, como lo describió Thomson, pero nos vale para hacernos una idea.