Astronomía (2): Planetas y Eclipses.

A día de hoy los planetas de nuestro Sistema Solar son ocho, y como ya deberíamos saber todos ellos giran en torno al Sol siguiendo órbitas elípticas, tal como propone la 1ª Ley de Kepler. Haremos pues en esta entrada un estudio más o menos detallado de los mismos, si bien no trataremos nada revelador.

El más próximo al Sol es Mercurio, y es uno de los denominados planetas rocosos, ya que al estar más próximo al Sol se encuentra a más altas temperaturas y sus materiales tienden a encontrarse en estado sólido. Ésto dificulta la existencia de una atmósfera que, pese a todo ello, existe, si bien con elementos dispares a los de la atmósfera terrestre.  Además, en el momento de su recorrido en que la velocidad de traslación supera a la de rotación se aprecia desde su superficie un retroceso del Sol en el cielo.

Venus, el segundo planeta del Sistema Solar, pese a estar más lejos del Sol que Mercurio, posee una mayor temperatura atmosférica (por encima de los 400ºC), y que su atmósfera tiene altos contenidos de C O2 (dióxido de carbono), que es el principal responsable del efecto invernadero en el planeta. Cuando la radiación solar penetra la atmósfera venusiana, el C O2 absorbe el calor y no lo deja escapar, apareciendo así las mencionadas temperaturas y presiones de hasta 90 Pa. Las altas temperaturas son, además, buenas reflexoras de radiación lumínica, y es por eso que Venus es, junto a la Luna y el Sol, el tercer cuerpo celeste que se puede ver de día, generalmente al amanecer o al ocaso, siendo conocido como el Lucero del Alba. Como curiosidad fisica podemos destacar que su periodo de rotación es mayor que su periodo de traslación, lo que tiene como consecuencia que sus “días” duran más que sus “años”.

Llegamos ahora a La Tierra, que tiene la peculiaridad de ser aparentemente el único planeta que posee vida, gracias a su atmósfera de propiedades tales como una composición justa en C O2 que mantiene la temperatura sin elevarla demasiado, la conocida capa de O3 (ozono) que filtra la mayoría de raciaciones ultravioleta, protegiéndo a las células y al propio ADN de mutaciones cancerígenas extrañas. Asimismo, también favorecen la existencia de vida el radio medio de distancia al Sol en la orbita y el valor de la interacción gravitatoria, que es el justo para que no salgamos volando de la superficie ni tampoco nos quedemos pegados a ella (lo cual tendría repercusiones en nuestra estructura ósea). La existencia de La Tierra como tal, además ha planteado una repercusión filosófica, pues es tan poco probable que se de una situación para que aparezca la vida que algunas teorías como el Principio Antrópico aseguran que el azar tuvo que jugar intencionadamente a nuestro favor.

Marte, el Planeta Rojo, es el cuarto, y si bien a nivel material tiene menos propiedades en común con La Tierra que Venus, es el segundo planeta en el que la vida parece ser más factible, sobre todo por lo relacionado con la temperatura. Sin embargo, dada su tendencia a recibir impactos meteóricos una vida allí podría ser algo arriesgada. En lo referente a la historia de la física, Marte ha sido un importante elemento, pues gracias a él y a las extrañas trayectorias que seguía observado desde La Tierra el Modelo Geocéntrico fue desprestigiado con más éxito para dar paso al Modelo Heliocéntrico que tenemos hoy en día, además de servir para verificar la 1ª Ley de Kepler antes mencionada, entre otras.

Júpiter, por su parte, es el más grande de los planetas del Sistema Solar, y se puede describir como una gran acumulación de H2 (hidrógeno) y He (helio), en estado gaseoso los dos. Así pues, siendo un poco brutos, podemos decir que es como una estrella que no tiene fuerza para producir reacciones nucleares en su interior y se conforma con la categoría de planeta, pues al no producir energía, ni produce luz ni un campo gravitatorio considerable. Recordemos que la energía produce un campo gravitatotio al igual que la masa, pues ambas están relacionadas a través de la ecuación de Einstein E = m c^2. La observación de la corteza de Júpiter ha permitido observar un gran anticiclón en su corteza conocido como La Gran Mancha Roja, que no pasa desapercibida en ninguna toma del planeta. En lo referente a los satélites sabemos que Galileo le atribuyó cuatro, que podemos considerar los más importantes: Ío, Europa, Ganímedes y Calisto.

Saturno es el único planeta cuyo anillo de micropartículas orbitanto a su alrededor es visible por un telescopio. Es el segundo planeta más grande del Sistema Solar y, al igual que Júpiter, se estructura como una gran acumulacion de gas.

Urano, de composición física semejante a los dos anteriores, es uno de los planetas de los que menos sabemos, y del cual cabe destacar la peculiaridad de su aro azul. Es el tercer planeta más grande.

Neptuno, el último de los ocho planetas, es el único cuya existencia ha sido predicha matemáticamente antes de su observación. Al igual que Júpiter, posee una mancha, conocida como La Gran Mancha Negra, también debida a un anticiclón, pues los vientos en este planeta superan los 600 km/h.

En resumen podemos encontrar algunas generalidades en torno a las características de los planetas que giran en torno a una estrella, tales como que en general sus temperaturas disminuyen con la distancia a ésta, que los más próximos son rocosos, mientras que el resto son gaseosos, y que los gaseosos tienden a ser bastante más grandes, dada la naturaleza de los fluidos.

Hablemos ahora de los eclipses solares, que todos sabemos que se producen cuando la Luna se interpone entre La Tierra y el Sol en línea recta. Sin embargo, las características de estos tres astros hacen que a través de esta definición se den eclipses de varios tipos, y que además sean perdibidos de distintos modos en cada parte de La Tierra. Lo que a continuación sigue igual excede en contenidos matemático-geométricos a lo que se pudiese esperar de esta entrada. Si es así lo siento.

Reflexionemos en las condiciones que se tienen que dar para que un observador en el ecuador de La Tierra vea un eclipse total de Sol. En primer lugar tenemos que considerar el plano de traslación de La Tierra en torno al Sol, en el cual sabemos que se va a encontrar siempre. Además, tenemos que tener en cuenta que nuestro planeta tiene una inclinación de “α” grados con respecto a este plano, por lo que el Sol no lo veremos justo encima desde el ecuador, sino con una inclinación respecto a la vertical de “α” grados. Asimismo, la Luna también posee su propio plano de traslación respecto a La Tierra, que no es paralelo al de La Tierra con respecto al Sol, es decir, los planos de La Tierra y la Luna son secantes, y tienen un ángulo de corte de “β” grados. Dada la complejidad de los movimientos de rototraslación de ambos astros, podemos asumir que el valor “β” varía con el tiempo, y que además la recta de corte entre ambos planos gira constantemente.

Ya solo con estos datos, tenemos que asumir que para que nuestro observador aprecie un eclipse solar, debemos trazar una recta desde sus ojos hasta el Sol. Dicha recta tiene que ser cortada por el plano de traslación de la Luna entre el observador y el Sol, no en otra zona. Si ya la probabilidad de que se de esto es pequeña, hay que reducir sus posibilidades al tener en cuenta que la Luna tiene que estar en el tramo de su plano que corte a la recta mencionada, y que además dicha recta no puede atravesar a La Tierra entre el observador y el Sol, pues entonces para el observador sería de noche y seguro no apreciaría el eclipse (si la recta que une nuestros ojos con el Sol atraviesa La Tierra, el Sol nos queda al otro lado de esta y no lo vemos).

Dadas todas las conciciones mencionadas podemos asegurar que el observador en cuestión verá un eclipse solar. Podemos asegurar también que mientras nuestro observador está ante un eclipse, otro obervador para el cual sea de noche no lo verá de ningún modo. Pero la problemática no acaba aquí.

Sabiendo del pequeño volumen de la Luna en comparación con el del Sol, es poco pobable que lo oculte totalmente, y aquí es donde entran las perspectivas cónicas. Sabemos que, como observadores, cuanto más lejano se nos antoja un objeto, más pequeño lo vemos, y debido a esto, por ejemplo, vemos tan pequeñas las estrellas. Así pues, para que se de un eclipse total con respecto a un observador la Luna tiene que estar lo suficientemente cercana a éste como para poder ocultar al Sol (cuanto más lejos está más pequeña se ve y más difícil es que lo oculte). Podemos despreciar la variación de la perspectiva cónica en lo que al Sol se refiere, pues está tan lejos que más o menos se ve igual de grande desde el perihelio terrestre (punto de traslación en que la distancia al Sol es mínima, en Verano) y el afelio terrestre (punto de traslación en que la distancia al Sol es máxima, en Invierno).

En función de la proximidad de la Luna, mayor o menor será, pues, la superficie de la corteza terrestre donde se apreciará el eclipse, y esto supone, principalmente, que un eclipse solar afecta solo a una región de La Tierra, y no a todas en las que sea de día. Pero dado el movimiento de traslación de la Luna en torno a La Tierra y la propia rotación de la misma, podemos asegurar que la superficie eclipsada se desplaza, de modo que mientras dure el eclipse, no todas las zonas lo apreciarán al mismo tiempo.

Según la posición del observador diurno del eclipse, podemos hablar de un eclipse nulo si en su área no llega a ser visible, un eclipse total si está en el centro de la zona eclipsaa, y de un eclipse parcial en mayor o menor medida según la proximidad al centro de la zona eclipsada.

Con tantas cosas a tener en cuenta, resulta algo más evidente que no haya eclipses cada tan poco tiempo como podría parecer, y su aparición puede resultar un tanto aleatoria si no se estudia continuamente los movimientos de los tres astros que entran en juego.

Conferencia de Gerardus ‘t Hooft en Santiago de Compostela. 16 de Diciembre de 2008.

Hoy he asistido de nuevo a una conferencia sobre divulgación científica. En esta ocasión de Gerardus ‘t Hooft, galardonado con el Premio Nobel en 1999 por proponer una estructura detallada de cómo se comportan los bosones de la interacción electronuclear débil.

No obstante, la charla ha sido de divulgación científica sobre el futuro de la ciencia.

En primer lugar, como no podía ser de otra forma, trató el tema del CERN y el LHC, centrándose en “La Unificación”. Según nos mostró en la más o menos conocida tabla energética de la física, para poder estudiar el mundo en dimensiones más pequeñas hacen falta mayores cantidades de energía.

Hasta ahora, la energía que alcanzábamos nos ha permitido descubrir un montón de partículas interesantes: el fotón (γ), el protón (p+), el electrón (e¯), el neutrino (ν), el positrón (e+), el muón (μ‾), el taón (τ‾), el pión (π), el kaón (k), las partículas W de la interacción débil…

En teoría, las nuevas energías que se obtengan en el LHC deberían permitir avanzar en este estudio y dar lugar a nuevos descubrimientos tales como el bosón de Higgs, también conocido como la partícula divina.

Sin embargo, no pretenden conformarse con eso. Dado que en LHC se encuentran con el inconveniente de tener que apañar algunos tramos para que las partículas colisionen en línea recta (es curvo), las perspectivas de futuro en la aceleración de partículas están en diseñar nuevos aceleradores de tramos completamente rectos. Solo así, aparentemente, se puede avanzar en niveles energéticos.

¿Y para qué avanzar en niveles energéticos? Pues bien, según la teoría de La Unificación en un momento inicial, justo en el instante en que tras una compresión espacial toda la materia queda concentrada en la singularidad de un punto, las distintas magnitudes, así como las fuerzas, se reducen a una única cosa, que al disiparse en la expansión se descompone en lo que conocemos hoy en día.

La importancia de esto radica en que si se consiguiese la suficiente energía como para engendrar una pequeña singularidad se podría apreciar el Universo de un modo extremadamente detallado. Es estando en ese estado o en uno muy próximo a él cuando los físicos teóricos suponen que deberían encontrar los primeros indicios de la existencia del gravitón.

Un buen ejemplo típico de esta teoría es que el agua, según la observas, es un elemento puro, pero si la enfrías y separas sus componentes te encuentras con dos átomos de hidrógeno y uno de oxígeno. Lo mismo pasaría con la singularidad espacio-temporal: al estar expandida se divide en cuatro fuerzas fundamentales y en un montón de materia.

Hablando ya de cosmología, se quiso meter también en el tema de los agujeros negros y la controversia con la radiación de materia de los mismos propuesta por Stephen Hawking, a la que tachó de imposible y de novela de ciencia ficción.

Sin embargo, tuvo el detalle de mostrarnos una representacion digital del estudio del movimiento de las estrellas próximas al núcleo de nuestra galaxia y la evidencia de que allí habitaba un agujero negro por la curvatura que sufría la trayectoria de los astros que pasaban junto a él: curvaban más su trayectoria y se movían más rápido (2ª Ley de Kepler).

No obstante, hay que tener en cuenta que la ley de Kepler pronto deberá ser sustituida, porque se han encontrado trayectorias esféricas en torno a agujeros negros, que evidentemente no conservan el momento angular.

Habló de la nanotecnología, que parece ser que dentro de poco aspira a fabricar nanotubos atómicos donde se cogerían duras redes iónicas y se enroscarían para formar complejas estructuras. Estas estructuras, según nos mostró en sus imágenes, serían semejantes a las que tenemos en nuestro mundo macroscópico (cuerdas enredadas, nudos…).

En lo referente a la robótica y a la mecánica fantaseó con la posibilidad de enviar robots a explorar el espacio, e incluso con la inteligencia suficiente como para aprender a llevar y plantar vida a los otros planetas, si bien nosotros nunca deberíamos ser capaces de ir más allá de Marte.

Asimismo, comentó los avances en inteligencia robótica y la posibilidad futura de trasladar inteligencia directamente de un cerebro a un robot, hasta hacerlo incluso más inteligente que una persona, pero siendo siempre perfectamente controlable.

En cuanto a la genética, según juzgo un asistente, fue tal vez demasiado optimista en cuanto a nuestras posibilidades, ya que hablaba de diseñar qué tipo de seres necesitaríamos (máquinas que fabricasen huevos o carne de vaca sin tener que matar una) como si crearlos fuese la acción mas trivial del mundo.

Es por eso que reflexionó sobre las cuestiones éticas que conllevaba jugar a ser divinidades fabricando especies nuevas íntegramente artificiales, dado que podríamos cargarnos la línea evolutiva de la naturaleza.

En resumen, ha sido una conferencia muy interesante y multitemática, en la que Hooft destacó algo importante que la gente tiene muy mal entendido: “La ciencia no cambia con el tiempo. Se perfecciona”, o dicho en otras palabras, estamos hartos de la gente que mete la Relatividad o la Teoría Cuántica en todas partes sin venir a cuento, e insinuando que desmontan todo lo anterior.

La tristeza del electrón

Aquí os dejo este temazo que descubrí el otro día.

Pasaron varios siglos sin que el hombre descubriera
que vivía a su manera el electrón.
Estaba en todas partes y no estaba en ningún sitio
por aquello de la indeterminación.

Vivía desde siempre enamorado
de un próximo y pesado nucleón.
Jamás los vieron juntos en la Tierra,
la Luna o el Sol.

Qué triste es ser electrón,
vivir en una nube,
el electrón se aburre por definición.

Qué triste es ser electrón,
vivir en una nube,
el electrón se aburre por definición.

Sentía una atracción irresistible
y el amor era imposible por aquel bello protón.
El Hombre destrozó todo el encanto
con la inversa del cuadrado que se le ocurrió a un señor.

Danzando por un átomo cualquiera,
espera conocer lo que es amor.
Jamás los vieron juntos en la Tierra,
la Luna o el Sol.

Qué triste es ser electrón,
vivir en una nube,
el electrón se aburre por definición.

Qué triste es ser electrón,
vivir en una nube,
el electrón se aburre por definición.

Einstein contra la Mecánica Cuántica: nuevas partículas, gato de Erwin Schrödinger, diagramas de Richard Feynman, océano de partículas de Paul Dirac, Principio de Incertidumbre (II), desintegraciones, experimento Einstein-Podolsky-Rosen

Llegamos a los complicados años 30, y al igual que el mundo se preparaba para la guerra, también lo hacía la física. En anteriores ocasiones la teoría ondulatoria se había enfrentado a la corpuscular, la continuidad al atomismo… y ahora el conflicto era entre el determinismo y la indeterminación, o dicho de otro modo, la física concreta y la física estadística.

Tras la ya explicada ecuación de la incertidumbre con respecto a la posición de las partículas de Heisenberg, surgió un nuevo modelo de estudio analítico basado en las probabilidades de que se diesen los distintos procesos cuánticos dentro del átomo. Es decir, lo que antes era “este cuerpo va a salir despedido con tanta fuerza y en esta dirección”, pasó a ser “es probable que (…)”. La actitud de los físicos frente a la incertidumbre fue, en cierto modo, estoica.

Fue por eso que Einstein se negó a aceptar las conclusiones que pudiesen llegar de un método científico tan abierto a errores relativos, enunciando así su ya conocida frase “No creo que Dios juegue a los dados con nosotros”.

Sin embargo, la Teoría Cuántica siguió adelante y hemos llegado a lo que hemos llegado. Hoy vamos a explicar algunos de los más especiales fenómenos de entre los años 1930-1950, y antes de empezar lo correcto será hablar de las partículas descubiertas.

Si hasta casi 1930 las únicas partículas realmente conocidas eran los electrones y los fotones, a partir de entonces comenzaron a descubrirse teóricamente más tipos de ellas, y experimentalmente a lo largo de las décadas siguientes.

Así pues, resumamos cada una de ellas.

Electrón (e¯): leptón (partícula ligera) de carga negativa que gira alrededor de los núcleos atómicos y genera el efecto electromagnético.

Fotón (γ): clasón (partícula sin masa e independiente) sin masa que transporta la energía lumínica.

Nucleón: hadrones (partículas pesadas) residentes en el núcleo, que pueden ser de dos tipos según su carga: neutrones (nº) si son neutros y protones (p+) si son positivos.

Pión (πº, π+, π¯), Kaón (Kº, K+, K¯): mesones (partículas de masa media) resultantes de la desintegración de hadrones.

Antipartículas: partículas pares a las normales, con la diferencia de que tienen carga opuesta y al chocar con sus originales se desintegran. Algunos ejemplos serían el antielectón o positrón (e+) y el fotón, que es su propia antipartícula.

Partículas secundarias: partículas complementarias a las anteriores, generalmente de mayor masa y de cargas semejantes (el fotón no tiene partícula secundaria). La partícula secundaria del e¯ sería, por ejemplo, el muón (μ¯), y la antipartícula de éste sería el μ+.

Partículas terciarias: partículas semejantes a las secundarias, pero con más masa aún. La partícula terciaria del e¯ sería, en este caso, el taón (τ¯), y la antipartícula de este el τ+.

Así pues, en este esquema observamos que por cada partícula “normal” tenemos una secundaria y una terciaria, más sus respectivas antipartículas. Seis en total. El porqué de este fenómeno hoy en día es todo un misterio.

Y entrando en las desintegraciones, a partir de este momento hay que tener en cuenta que las partículas no son constantes y están todo el rato deshaciendose en nuevas partículas y volviéndose a juntar. Las distintas combinaciones se rigen, al igual, que toda la cuántica, por la estadística, y como el Principio de Incertidumbre nos impide observar cuál de ellas se ha llevado a cabo nos vemos obligados a decir que esta desintegración se ha realizado en un 50% y no se ha realizado en otro 50%. O sea se, que como no sabemos si se ha hecho o no, debemos actuar como se se ha producido y como que no lo ha hecho a la vez, sin evidenciar ninguna de las dos. Observar el experimento no es válido porque se altera con los fotones rebotados por nuestra pupila.

Y el gato de Erwin Schrödinger es un experimento mental que ejemplifica a la perfección este modelo de estudio. Imaginémonos en esta ocasión una caja completamente cerrada en la que introducimos un gato (se supone que vive sin respirar). Junto al gato se desplaza por el aire una partícula radiactiva con una probabilidad de desintegrarse del 50%, y además en la caja hay un receptor de desintegraciones que liberará un líquido tóxico si percibe la desintegración de la partícula. Tanto si la partícula se desintegra como si no, los científicos del exterior no padrán saberlo hasta que habrán la caja, por tanto tienen que actuar como que se ha desintegrado y como que no a la vez. Consecuentemente para ellos el gato también está vivo y muerto a la vez, y no pueden evidenciar ninguna de las dos opciones.

Dada la complejidad del estudio de las combinaciones de las distintas desintegraciones y fusiones de partículas, tan solo a una persona se le ocurrió el método que facilitaba su estudio. Richard Feynman, quien siempre tuvo una gran facilidad para hacer más sencillos los problemas científicos, igual que hizo siglos antes que el Carl Friedrich Gauss (matemático y físico especializado en el flujo magnético), diseñó los famosos diagramas de Feynman, en los que se observaban todo tipo de combinaciones de fenómenos cuánticos. Ésto no aportaba gran cosa a la ciencia, pero facilitaba la interpretación de los cálculos estadísticos. Una de las frases más importantes de este hombre, que analizaremos en el próximo capítulo, fue: “un positrón es como un electrón yendo hacia atrás en el tiempo”.

Y es que el fenómeno de las antipartículas es algo que aún hoy tiene mucha controversia. Una de las teoría más conocidas de este fenómeno y la que a mi, personalmente, más me gustó (aunque no creo en ella) es la del océano de partículas de Paul Dirac.

Paul dividía la realidad en dos dimensiones: en la primera estaríamos nosotros con las partículas “normales”, y la segunda sería un océano de agujeros y vacío. ¿Agujeros en el vacío? Ahora me explico. En esta segunda dimensión tendríamos como compartimentos diminutos, paralelos a nuestro universo, cada uno del tamaño de una partícula “normal”, y por lo general están todos ocupados por nuestras partículas, que se encuentran allí encerradas. No pueden viajar a nuestra dimensión porque violarían la ley de la conservación de la masa.

Sin embargo, en ocasiones alguna de estas partículas se escapa, pongamos por caso un electrón, y en nuestra realidad eso se traduciría por una emisión β de un núcleo atómico. Cuando este electrón entra en nuestra dimensión, deja un agujero en la otra, que cualquier otro electrón querría ocupar para residir allí tranquilo y dejar de girar en torno a un núcleo. Entonces se produce una fuerte atracción entre estos agujeros y los electrones, hasta que uno de ellos los atraviesa y entonces tanto el agujero como el electrón desaparecen de nuestra dimensión. El agujero, como habréis podido adivinar, sería la antipartícula, es decir, el positrón.

Aprovecho ahora que hablé de la radiaciones β para tratar el segundo Principio de Incertidumbre. En ocasiones, las partículas que se desintegran emiten partículas de mayor masa que la que tenía la partícula en si. En un principio pude pensarse que esto se debe al incremento de masa relativista que produce el movimiento en la partícula:

• mT = m0 + mc (explicado hace dos capítulos)

, pero sin embargo los datos se escapan incluso a este incremento.

“La ley puede ser quebrantada”, esa es la frase que inspiró a Heisenberg a enunciar esta segunda incertidumbre. En nuestra realidad puede aparecer de la nada tanta masa como le plazca, siempre y cuando lo haga en un intervalo de tiempo que nosotros no lo podamos observar. Dicho matemáticamente:

• Δm Δt ≥ h.

El producto de la incertidumbre sobre la cantidad de masa y el tiempo que ésta dure tiene que ser mayor o igual que la constante de Planck:

• h = 6,67 x 10^-34 kg m^2 / s.

Y del mismo modo que la ley se incumple para bien, también se incumple para mal con las desintegraciones atómicas. 1500g de sal encerrados en un recinto cerrado se reducen a 750g en un tiempo concreto. Calcular la constante de estas desintegraciones permite saber el tiempo que llevan descomponiéndose. En esto se basa hoy en día la prueba del Carbono14. La ecuación de las desintegraciones tiene dos formas de expresarse, de las cuales mi favorita es la siguiente:

• m = m0^xΔt.

La masa actual es igual a la masa inicial elevada al producto de la constante de desintegración, que será negativo, y el tiempo que haya pasado. Recordemos que en estas fechas Einstein y otros científicos desarrollaron la bomba atómica que acabaría con la II Guerra Mundial a base de estudiar el tiempo de desintegración de ciertas partículas y la energía que liberarían aplicando la ecuación fundamental de la relatividad general:

• E = m c^2.

Hoy terminaremos hablando de la última esperanza de Einstein para hacer entrar en razón a todos los Físicos Cuánticos que estaban destrozando en tan poco tiempo las leyes fundamentales que habían regido el conocimiento científico, y lo hizo con la ayuda de otros dos científicos, Podolsky, y Rosen.

El experimento se realizó antes de 1950 y la idea era simple: demostrar que se podía vencer al Principio de Incertidumbre, así como calcular en todo momento lo que va a hacer un electrón sin estadística alguna.

Para ello cogieron un par de electrones y los hicieron desplazarse en la misma dirección pero en sentidos contrarios, comprobando que ambos llevaban siempre la misma velocidad y equidistaban del punto de partida común. Después empujaban uno de ellos hacia, por ejemplo, la derecha, y el otro, como si hubiesen hecho lo mismo con él, lo hacía instantáneamente también. No había tiempo de contacto entre ellos. Actuaban dentro del mismo intervalo de tiempo. Estaban correlacionados y era perfectamente saber lo que haría el otro electrón si se controlaba al primero.

Las aportaciones de este experimento las veremos en el próximo capítulo.