III. LA GRAN PROEZA
| El problema de la gravitaci�n me convirti� en un racionalista creyente, es decir, en alguien que busca la �nica fuente confiable de la verdad en la simplicidad matem�tica. Imag�nate mi alegr�a al encontrar realizable la covariancia general y que las ecuaciones describen con precisi�n el corrimiento del perihelio de Mercurio. Estuve varios d�as fuera de m� de gozosa exaltaci�n. A. EINSTEIN |
LA ESTANCIA de los Einstein en Zurich dura s�lo 18 meses. Einstein
tiene ah� sus primeros estudiantes doctorales y usa parte de su tiempo para
desarrollar un aparato para medir peque�as fluctuaciones —de tipo browniano—
de voltajes.1 Sin embargo, pronto recibe un nombramiento
de profesor titular —finalmente151 en la Universidad Alemana de Praga. Pese
a las dificultades de su carencia de religi�n y su ciudadan�a suiza se confirma
el nombramiento y los Einstein se trasladan a Praga en marzo de 1911. Durante
su estancia all� —que tambi�n ser� muy breve— Einstein asiste al Primer
Congreso Solvay en noviembre de 1911. Mientras tanto, Marcel Grossmann (1878-1936)
—su cercano amigo y excompa�ero de estudios a quien Einstein dedicara su
tesis doctoral—, convertido en profesor de matem�ticas en el ETH,
procura atraer a Einstein a su vieja escuela. Einstein ve con mucha simpat�a
la invitaci�n —e incluso declina por ella la oferta que le hace Lorentz
de convertirse en su sucesor en Leyden, puesto que ocupar� m�s tarde Paul Ehrenfest
(1880-1933—. Finalmente, Einstein regresa a Zurich en agosto de 1912.
Ha dividido el tiempo entre problemas de diversa naturaleza, desde la mec�nica estad�stica cl�sica hasta la desviaci�n de la luz por la gravedad, aunque los problemas cu�nticos son los que m�s le inquietan en este periodo. Sin embargo, ha avanzado considerablemente en su b�squeda de una generalizaci�n satisfactoria de la teor�a de la relatividad. De regreso en Zurich se inicia una nueva y muy importante etapa en la construcci�n de la teor�a de la relatividad general. Einstein induce a Grossmann a colaborar con �l en la fundaci�n de esta teor�a; de esta colaboraci�n, que tiene lugar durante los a�os de 1912 y 1913, emerge una nueva forma matem�tica de la teor�a, la que est� a la base de todos los desarrollos ulteriores, como veremos en la siguiente secci�n.
Tampoco la estancia en Zurich es larga, pues en 1913 Planck y Nernst visitan a Einstein en Zurich, para saber con qu� inter�s considerar�a una invitaci�n a trabajar en Berl�n, tal vez el centro m�s importante de la f�sica de la �poca. La oferta es excepcional: se le nombrar�a miembro de la Academia Prusiana de Ciencias, se le dar�a un puesto de profesor en la Universidad de Berl�n sin obligaci�n de ense�ar y se le ofrec�a, adem�s, la direcci�n del Instituto de F�sica Kaiser Wilhelm, que estaba por inaugurarse. Einstein vio aqu� la oportunidad de liberarse de todas las cargas acad�micas que tanto le pesaban y acept�. 2 Los Einstein se trasladan a Berl�n en abril de 1914. Sin embargo, las relaciones con Mileva se hab�an deteriorado mucho en los a�os precedentes —b�sicamente por incompatibilidad de caracteres— y ella prefiri� retornar con los ni�os a Zurich.
Es en Berl�n donde Einstein da forma acabada a la teor�a de la relatividad, en noviembre de 1915; pero no por ello abandona los problemas cu�nticos, a los que dedica parte de su tiempo. La primera Guerra Mundial ha estallado, pero su nacionalidad suiza le permite continuar con sus labores. En 1916 publica su primer libro, Sobre la teor�a especial y general de la relatividad, y en 1917 produce la primera cosmolog�a relativista. Finalmente, el esfuerzo sostenido de los �ltimos a�os acaba por vencerlo y Einstein enferma seriamente de �lcera estomacal y del h�gado en 1917. Su prima Elsa Einstein (18761936), recientemente enviudada y madre de dos hijas, Ilse y Margot, lo atiende y ayuda. La relaci�n termina en matrimonio en 1919. Einstein pasa una breve temporada en 1919 en la Universidad de Zurich, pero declina las ofertas insistentes y conjuntas de esta universidad y el ETH de retornar a esta ciudad. Este es el a�o de la coronaci�n de Einstein: con la oportuna ayuda de un eclipse, Einstein se transforma, al terminar la guerra, en el cient�fico m�s famoso de todos los tiempos.
Cuando Einstein public� su trabajo Fundamentos de la teor�a general de la relatividad en 1916, el gran f�sico alem�n Max Born (1882-1970) lo calific� como "la mayor proeza de la reflexi�n del hombre sobre la naturaleza; la m�s sorprendente combinaci�n de penetraci�n filos�fica, intuici�n f�sica y capacidad matem�tica". Einstein dedic� a esta proeza esfuerzos —que el mismo lleg� a calificar de sobrehumanos en cartas a sus amigos— pr�cticamente ininterrumpidos desde 1911 hasta 1915, adem�s del trabajo desarrollado a partir de 1907. Del principio de equivalencia de 1907 a la formulaci�n final de 1915 hay una distancia enorme, que condujo a la teor�a por rutas absolutamente nuevas para la f�sica. Durante todos estos a�os, nadie fuera de Einstein se interesaba en esta teor�a; para nadie ten�a sentido este esfuerzo, pues no hab�a nada que lo demandara. Una vez m�s encontramos a Einstein en una empresa solitaria. Y la firme gu�a que le conduc�a, capaz de permitirle realizar este tenaz y agotador esfuerzo, era s�lo la profunda y muy �ntima convicci�n de la necesidad l�gica de esta teor�a. No s�lo era necesario generalizar el principio de la relatividad a todo tipo de movimiento, sino que era claro que la ley de la gravitaci�n universal de Newton es una ley emp�rica, no deducida de primeros principios y que presupone, adem�s, simultaneidad absoluta y acci�n a distancia. Seguramente era posible construir una teor�a l�gicamente simple, que fuera capaz de eliminar todas estas y muchas otras insuficiencias conceptuales y reflejara m�s fielmente la unidad intr�nseca de la naturaleza.
El nuevo punto nodal que separa la forma inicial de la final de la teor�a general tal vez se pueda encontrar en los trabajos realizados en Praga. Esencialmente, la consideraci�n novedosa es �sta. Partimos de la convicci�n de que es tan natural demandar la validez del principio de relatividad para velocidades uniformes como para aceleraciones uniformes. Consideremos entonces su aplicaci�n a un cuerpo que gira uniformemente; la contracci�n relativista de las distancias —la llamada contracci�n de Lorentz y que discutimos en el cap�tulo anterior— hace que la circunferencia cambie con el movimiento, pero no as� el di�metro, que es perpendicular a la velocidad. Por lo tanto, el cociente entre estas cantidades deja de ser igual a p 3 �y pasa a depender de la velocidad! Esto significa que el sistema ya no satisface los principios de la geometr�a euclideana. La conclusi�n es inmediata: la elaboraci�n de una teor�a general de la relatividad requiere abandonar la geometr�a euclideana o, en palabras m�s llanas: espacio en que ocurren los fen�menos f�sicos no cumple las leyes de tal geometr�a. En s� misma, esta conclusi�n no es enteramente sorprendente, pues aunque los axiomas de la geometr�a euclideana han sido inspirados por la observaci�n de lo que pasa en el mundo real y tienen por lo tanto un origen emp�rico, nada garantiza que entre la geometr�a as� construida y el mundo material tenga que existir un paralelismo absoluto, pudi�ndose dar desviaciones en condiciones apropiadas, por ejemplo, a escala c�smica.
Con Grossmann a su lado, Einstein encontr� la oportunidad de penetrar en el terreno de las geometr�as no euclideanas, encontrando que una forma particular de ellas, elaborada por el gran matem�tico alem�n Bernhard Riemann (1826-1866) m�s de cincuenta a�os antes, era especialmente adecuada para los prop�sitos de la relatividad. Cuando se dice, c�mo es com�n o�r, que el espacio es curvo de acuerdo a la relatividad, lo que se est� implicando es que en una regi�n del espacio en que hay campos gravitatorios no se cumplen las leyes de la geometr�a de Euclides, sino las de la geometr�a de Riemann.
Figura 2. Los �ngulos de un tri�ngulo suman 180�. Los tres �ngulos internos de un tri�ngulo cualquiera se han denominado con las letras A, B y C. En la figura de la derecha se muestra el mismo tri�ngulo y algunas rectas auxiliares; las rectas A� A�� y B� B�� son paralelas. Aplicando algunas reglas sencillas de la geometr�a comprobamos que los �ngulos A�, B�, y C� son iguales a los �ngulos A, B y C, respectivamente; luego A+B+C=A�+B�+C�=180�.
Figura 3. Un ejemplo de geometr�a no euclideana. La figura achurada es un tri�ngulo esf�rico, construido sobre la superficie de una esfera, sin salirse de ella. La curva S encierra un c�rculo muy peque�o alrededor del Polo Norte: se observa que est� constituido casi sobre un plano, por lo que cumple muy aproximadamente las leyes de la geometr�a euclideana. Pero la circunferencia sobre el ecuador ACDA tiene como di�metro al arco ABD, que mide media circunferencia, por lo que el cociente circunferencia/di�metro vale 2, resultado muy diferente de p .
La geometr�a euclideana es la que se obtiene operando con barras r�gidas en un plano. Una construcci�n t�pica de esta geometr�a se representa en la figura 2 (a), que muestra un tri�ngulo con �ngulos internos A, B y C; la figura 2 (b) nos permite demostrar que la suma de los tres �ngulos es siempre igual a 180�. Este resultado constituye un t�pico teorema de la geometr�a euclideana. 4 Por lo tanto, para saber si esta geometr�a se cumple o no en la realidad, todo lo que tenemos que hacer es construir un gran tri�ngulo y medir sus tres �ngulos internos para ver si suman 180� o no. Si hacemos el experimento sobre una hoja de papel, pronto nos convenceremos de que la geometr�a de Euclides se aplica. Pero de lo anterior se infiere que si hici�ramos este experimento a escala c�smica trazando el tri�ngulo, por ejemplo, con haces de luz que los campos gravitatorios curvar�an, el resultado ser�a diferente.
Una forma simple de visualizar la geometr�a de Riemann se obtiene al pensar en las relaciones geom�tricas que ocurren en la superficie de una esfera sin abandonar nunca la superficie. As�, una recta sobre la esfera es un arco de c�rculo m�ximo (es decir, cuyo plano pasa por el centro de la esfera). Tomemos ahora el peque�o c�rculo trazado sobre la esfera muy cerca del Polo Norte, e indicado como S en la figura 3; si el c�rculo es suficientemente peque�o se encuentra pr�cticamente sobre un plano y se aplica la geometr�a de Euclides; luego la raz�n de su circunferencia a su di�metro es p. Sin embargo, tomemos como circunferencia al ecuador, ACDA; el di�metro es la "recta" ABD que es igual a media circunferencia, seg�n se ve en la misma figura 3. Luego, en este caso, la raz�n de la circunferencia al di�metro es 2. Vemos que para los seres bidimensionales que viven sobre una esfera la raz�n de la circunferencia al di�metro depende del tama�o del c�rculo y est� comprendida entre 2 y 3.1415... Pero precisamente esto es lo que necesitamos en la relatividad: una relaci�n no fija (que pueda depender de la velocidad y de los campos externos por el principio de equivalencia) y normalmente menor que p. Por esta raz�n la geometr�a de Riemann result� apropiada para la teor�a de la relatividad.
Veamos ahora qu� sucede con un tri�ngulo sobre la esfera, como el ilustrado en la misma figura 3, con �ngulos A, B y C y achurado; por construcci�n, hemos hecho los �ngulos en A y en C de 90� cada uno, es decir, trazados con perpendiculares al ecuador. De la figura es claro que podemos hacer el gajo achurado m�s o menos ancho, seg�n deseemos; en particular, lo podemos tomar tan angosto que el �ngulo en el v�rtice B se reduzca a cero. En este caso, la suma de los �ngulos internos ser� de 90 + O + 90 =180�. Pero tambi�n podemos abrir el gajo tanto como sea posible; si le hacemos dar la vuelta completa, el �ngulo en B aumenta hasta 360� y la suma de los tres �ngulos resulta 90 + 360 + 90=540�s. Vemos que para los esfer�colas el teorema del tri�ngulo dice que la suma de los tres �ngulos internos de un tri�ngulo esta comprendida entre 180 y 540 grados. Este resultado nos ayuda a comprender qu� tan diferente puede ser la geometr�a del mundo real de la geometr�a euclideana.
Acabamos de describir una de las propiedades m�s interesantes de la relatividad general. Vimos que en la teor�a especial longitudes y tiempos dependen de la velocidad; ahora, m�s en general, vemos que dependen del movimiento acelerado, y, por lo tanto, de los campos en que se encuentran los cuerpos (por el principio de equivalencia). En esta forma, aun la estructura del espacio y el fluir del tiempo resultan depender de la materia que contiene dicho espacio, pues ella es la generadora de los campos (y los movimientos). Todo esto conduce a efectos que podemos medir, para verificar o falsificar la teor�a. Veamos aunque sea muy brevemente los tres m�s famosos.
Vimos antes c�mo desde 1907 Einstein not� que la teor�a de la relatividad implica que la luz es desviada por la gravitaci�n, pero consider� el efecto inobservable. En Praga corrigi� esta �ltima consideraci�n, al notar que un haz de luz que pasa rasante por el disco solar, ser� desviado un �ngulo peque�o, pero medible. Por lo tanto, una estrella que se encuentre muy cercana al Sol aparecer� ligeramente desviada de la posici�n que le atribuimos cuando el Sol se encuentra lejos (Figura 4). Einstein hizo ver que este fen�meno ser�a en principio observable durante un eclipse solar, pues al quedar tapada la luz directa del Sol podremos ver la estrella cercana al Sol y medir su desviaci�n. El experimento se llev� a cabo, pero sobre de ello hablaremos m�s adelante.
Figura 4. Desviaci�n de un rayo luminoso por el Sol. Al desviar el Sol un haz de luz rasante que viene de una estrella lejana, cambia la posici�n aparente de est�. El fen�meno se puede observar cuando la Luna oculta al Sol y obscurece el cielo. La figura est� considerablemente exagerada (el �ngulo a de desviaci�n producido por el Sol es aproximadamente de 1/2000 de grado).
Un segundo efecto significativo predicho por la relatividad general, y que tambi�n ya hemos mencionado, es el que se refiere al corrimiento de la luz hacia el rojo debido a la acci�n de campos gravitatorios intensos. En 1925 este efecto fue observado por el astr�nomo norteamericano Walter Adams en una estrella enana blanca (que es un tipo de estrella muy peque�a, pero muy masiva, por lo que posee un campo gravitatorio mucho m�s intenso que el solar), mientras que el correspondiente efecto producido por el Sol, mucho m�s d�bil, se logr� observar durante la d�cada de los sesentas.5
Lo que m�s entusiasm� a Einstein de su teor�a general fue, sin embargo, otro aspecto. Al aplicar la teor�a al caso del sistema planetario, observ� que en vez de la �rbitas el�pticas que predice la teor�a de Newton, la relatividad produce una especie de rosetas, es decir, elipses cuyo eje va girando con, el tiempo (Figura 5). La rotaci�n del eje predicha por la teor�a es muy peque�a, pero result� ser exactamente la necesaria para resolver un problema centenario. Desde Kepler se sabe que los planetas describen �rbitas el�pticas alrededor del Sol; con la teor�a de la gravedad de Newton fue posible calcular no s�lo estas �rbitas, sino incluso las desviaciones —en general muy peque�as— que deben ocurrir debido a la constante perturbaci�n que los otros cuerpos celestes, como los grandes planetas, producen. Los c�lculos dieron resultados excelentes; los cielos se mueven conforme a las leyes de Newton. S�lo hab�a una excepci�n: Mercurio, el peque�o planeta m�s pr�ximo al Sol, ten�a una �rbita que se desviaba, lenta pero sistem�ticamente, de lo calculado.6
Figura 5. Precesi�n del perihelio de un planeta. La teor�a general de la relatividad predice que la elipse descrita por una �rbita planetaria va girando muy lentamente en su plano, de tal manera que al completarse una vuelta, el eje mayor apunta en una direcci�n un poco diferente. En la figura se muestra el fen�meno en forma muy exagerada.
Esfuerzos se hicieron, durante casi dos siglos, para explicar este fen�meno, pero sin �xito. Cuando Einstein aplic� sus m�todos al caso de Mercurio el misterio qued� aclarado: esta desviaci�n observada a lo largo de los siglos no era otra cosa que la rotaci�n del eje de la elipse predicha por la relatividad general —para los otros planetas del Sistema Solar la desviaci�n es insignificante—. La coincidencia num�rica fue excelente: despu�s de todo, los cielos se mueven conforme a las leyes de Einstein.
Regresemos al tema de la desviaci�n de la luz por la gravedad. Cuando Einstein aplic� su teor�a final a este problema, obtuvo un resultado inesperado: la desviaci�n resulta ser el doble de la que sus versiones anteriores indicaban. Es decir, aparec�a la desviaci�n puramente newtoniana, debida al "peso" de la luz, pero tambi�n otra de igual magnitud y puramente relativista (o postnewtoniana) debida a la curvatura del espacio inducida por la presencia del Sol. Einstein insisti� entonces en la posibilidad de edificar su teor�a en un pr�ximo eclipse solar. Europa se encontraba en guerra y no fue posible llevar adelante esta tarea pronto, pero aun as� la Real Sociedad Astron�mica de Londres organiz� un par de expediciones para aprovechar el eclipse solar del 29 de mayo de 1919. Una expedici�n fue dirigida por el f�sico y astr�nomo ingl�s Arthur Eddington (1882-1944) y trabaj� en la Isla Pr�ncipe en el Golfo de Guinea, mientras que la otra, dirigida por el astr�nomo Andrew Crommelin, oper� en Sobral, Brasil. Se tomaron fotograf�as de las estrellas en la regi�n ocupada por el Sol durante el eclipse y varios meses antes; la comparaci�n entre ellas mostr� una desviaci�n de las estrellas brillantes cercanas al Sol, igual a la predicha por Einstein. 7
En noviembre de 1919 la prensa de todo el mundo public� la noticia. Einstein se transform� de la noche a la ma�ana en un segundo Newton, o m�s a�n, en el cient�fico que super� a Newton, y fue consagrado por la prensa y la opini�n p�blica como el cient�fico m�s popular de todos los tiempos. Aunque no sin emoci�n, cuando Einstein supo por un telegrama de Lorentz que los resultados de las expediciones iban por buen camino, su primera reacci�n fue comunicarlo a su madre mediante una tarjeta postal. Desafortunadamente, la madre no logr� gozar mucho tiempo del triunfo inmenso de su hijo, pues muri� en marzo de 1920, precisamente en casa de �l, a donde, ya muy enferma, se traslad� para morir a su lado.
La enorme popularidad que alcanz� Einstein, combinada con su abierta vocaci�n antimilitarista y pacifista y su defensa de los derechos jud�os, despert� reacciones muy variadas. 8 Tr�gicamente, una de las m�s inmediatas fue la de hostilidad en base al antisemitismo que el ambiente pol�tico de la Alemania de 1920 ya alimentaba. En febrero de este a�o, durante una conferencia de Einstein en la Universidad de Berl�n, se desataron violentos des�rdenes de origen antisemita, y en agosto del mismo a�o se organiz� un mitin en la m�s grande sala de conciertos de la ciudad para atacar la teor�a de la relatividad, por tratarse de ciencia jud�a. Este tipo de manifestaciones y persecuciones se continuaron y profundizaron durante el ascenso del nazismo, y son las que obligaron finalmente a Einstein a abandonar la Alemania nazi en 1933, pese a su promesa a Planck de no dejar Berl�n mientras fuera posible resistir.
Para colaborar a la recolecci�n de fondos para la construcci�n de la Universidad Hebrea de Jerusal�n, Einstein viaja junto con Chaim Weizmann (1874-1952) —fundador del Estado de Israel y su primer presidente— a los Estados Unidos de abril a mayo de 1921. �ste fue su primer viaje a ese pa�s y lo aprovech� al m�ximo para realizar actividades cient�ficas. Un a�o despu�s acepta figurar como miembro del Comit� de Cooperaci�n Intelectual de la Sociedad de Naciones —el organismo internacional que en aquella �poca desempe�aba el papel que hoy corresponde a las Naciones Unidas— y, a pesar de que Alemania no era miembro de la Sociedad, conservar�a su cargo hasta 1932. En junio de 1922 es asesinado su amigo, el Ministro de Asuntos Exteriores, 9 como resultado del clima de violencia que se extiende en Alemania.
Einstein entiende que su vida esta en peligro y decide alejarse un tiempo; hace un largo viaje por el Oriente, incluyendo Jap�n (octubre de 1922 febrero de 1923). Durante el recorrido se le informa que se le ha otorgado el premio Nobel de f�sica (correspondiente a 1921) "por sus servicios a la f�sica te�rica y especialmente por su descubrimiento de la ley del efecto fotoel�ctrico": ni la teor�a de los fotones ni la relatividad fueron razones suficientes, aun en 1922, para otorgarle el premio Nobel. Pero cuando Einstein dio su conferencia Nobel en Goteburgo, Suecia, en julio de 1923 —precisamente en los d�as en que Compton mostraba en forma definitiva la validez de la teor�a de los fotones propuesta desde 1905—, seleccion� la teor�a general de la relatividad como tema. Es interesante se�alar que el dinero del premio ya Einstein lo ten�a comprometido (desde 1919 cuando se divorciaron) con Mileva Maric para la atenci�n de los hijos. En 1925 Einstein hace otro largo viaje, esta vez por Am�rica del Sur.
Durante estos a�os se ha ocupado de la teor�a cu�ntica y ha empezado a investigar en una nueva direcci�n, m�s ambiciosa a�n que la relatividad: la teor�a unificada de campo; ya tendremos oportunidad m�s adelante de hablar algo sobre estos temas. Asimismo, Einstein realiz� en esta �poca una serie de trabajos experimentales y obtuvo un n�mero considerable de patentes, especialmente en colaboraci�n con el f�sico y biof�sico h�ngaro Leo Szilard, (l898-l964) —a quien reencontraremos m�s adelante desempe�ado un papel muy interesante en la vida de Einstein—. Incluso se ocup� de desarrollar un amplificador ac�stico para ayudar a una amiga cantante que estaba perdiendo el o�do.
NOTAS
1 Se trata del electr�metro propuesto en el art�culo n�mero 23 citado en el Ap�ndice I, que no pudo desarrollar en Berna por falta de condiciones.
2 La direcci�n del Instituto era una tarea relativamente simple, pues en sus a�os iniciales —los que le corresponder�an a Einstein— tendr�a como tarea b�sica otorgar becas de estudio.
3 Se recuerda al lector que el n�mero p =3.14159... es definido precisamente como el conciente entre la circunferencia y su di�metro. La geometr�a usual (llamada euclideana por su primer expositor sistem�tico, el matem�tico griego Euclides) demuestra que esta raz�n es la misma para todos los c�rculos, y es costumbre universal llamarle a esta constante con la letra griega pi.
4 Un teorema es una verdad que se demuestra mediante argumentos l�gicos a partir de los axiomas. Los axiomas son verdades que se aceptan a priori, es decir, son los postulados.
5 Recientemente (1971) se realiz� otro tipo de experimentos para observar la dilataci�n relativista y gravitacional del tiempo. comparando la marcha de dos relojes at�micos iguales, uno en reposo en la Tierra y el otro circunvol�ndola a 10 000 m de altura, transportado en un jet comercial. Los resultados experimentales coinciden excelentemente con las predicciones de la teor�a, tanto para vuelos E-W como W-E.
6 Este fen�meno se conoce con el nombre de corrimieno del perihelo. El perihelio es el punto de la �rbita de un planeta m�s pr�ximo al Sol. El fen�meno es sumamente peque�o — 43 segundos de arco en un siglo para Mercurio, que es el caso m�s notable— pero medible porque sus efectos se acumulan con el tiempo.
7 La predicci�n de Einstein era que las estrellas deben desviarse un �ngulo de 1.75 segundos de arco; la desviaci�n puramente newtoniana es igual a O.85". Las mediciones en Sobral dieron el resultado 1.98 ±;1; O.12",.mientras que las de Isla de Pr�ncipe arrojaron el valor 1.61 ± 0.3". Tres a�os despu�s observaciones de otro eclipse desde Australia dieron el resultado 1.72± 0.11".
8 Einstien recalcó en un artículo suyo publicado en el Times de Londres el 28 de noviemmbre de 1919 la importancia moral y política que tenía el hecho de que científicos ingleses hubieran realizado el esfuerzo de comprobar la teoría de un físico alemán, cuando sus respectivos países se encontraban en guerra.
9 Se trata de Walther Rathenau. Einstein le hab�a aconsejado que no aceptara el puesto de Ministro, pues "los jud�os peligran en posiciones tan altas."
