Iniciación a la astronomía

M3 = NGC 527

2008-02-03T21:26:00.000+01:00

Cúmulo globular, 6.2 magnitud, 12' 9 a 31.000 años luz.Fácil de encontrar con binoculares, justo a mitad de distancia entre alfa Boo (Arcturo) y alfa Canum Venaticorum (Cor Caroli). Puede buscarse por coordenadas celestes 34m al W y 9º al N de Arcturo.

La calificación que el almirante Smyth hizo de M3 como "uno de los objetos más nobles del cielo" es plenamente merecida. Todos los cúmulos globulares ofrecen, por alguna causa, una sensación de potencia y majestad; pero M3 supera a la mayoría de ellos: por su magnitud visual, ocupa el segundo puesto en el hemisferio N, apenas menos brillante que M13. Y por otra parte, es perfectamente circular, de brillo muy equilibrado, que va descendiendo del centro a los bordes, y de color dorado (espectro F7) muy característico. El campo es relativamente rico para la zona del cielo en que se encuentra, e incluye una estrella anaranjada de la 6,3 magnitud (SAO 82944), otras tres de 7,5, 8ª y 9ª, y un buen número a partir de la 10ª. El efecto es sumamente sugestivo. Hay ocasiones en que las estrellas de campo estorban el objeto en cuestión, otras en que aumentan la impresión visual del conjunto. Los observadores coinciden en que el caso de M3 se encuentra en este segundo apartado.

Si observamos más atentamente, descubriremos un núcleo casi uniforme de cerca de 3' de diámetro; a partir de aquí, el brillo comienza a descender hasta la periferia o corona, que se pierde poco a poco en el fondo del cielo, como ya observa Messier. La zona más exterior o halo sólo se advierte claramente con gran abertura. Un refractor de 10 cm alcanza a ver un diámetro de 7 a 8', que llegan a 11 ó 12 con reflector de 20 cm. En el primer caso percibimos un aspecto granuloso o, como suele decirse, de "bola de nieve". Con 12 cm, se individualizan estrellas en la zona periférica, y con 20 cm se resuelve parcial, pero satisfactoriamente en todo su conjunto. Hay un centenar de estrellas de la 13 magnitud, casi mil de la 14, y así sucesivamente hasta llegar a unas 300.000 entre la 21 y la 22.

Con abertura de 30 cm o más, se divisan muy claramente las "patas de araña", que alcanzan un ámbito de 17', que es el que los catálogos atribuyen al cúmulo. Por cierto que la mayoría de estas patas de araña, contra lo que sucede en otros globulares, tienden a doblarse en la misma dirección: esta circunstancia provocó fuertes polémicas en el siglo XIX pues Lord Rosse anunció "una estructura similar a las nebulosas en espiral"; pero las "nebulosas en espiral" se estimaban entonces como nubes gaseosas, mientras que M3 se resolvía claramente en estrellas. ¿Sería un sistema estelar naciente? La incógnita no quedó despejada hasta que en el siglo XX se identificó la naturaleza de las galaxias.

M3 es un cúmulo extremadamente rico. Sandage individualizó, en paciente análisis, 49.500 componentes: pero éste no es en absoluto el número total como equivocadamente enuncian algunos manuales. La masa, calculada también por Sandage, equivale a 245.000 masas solares, y como la magnitud absoluta, de -8,65, equivale "sólo" a la de 160.000 soles, se deduce que la masa media de las estrellas que componen el cúmulo no alcanza a 0,7 masas solares: en otras palabras que el número de esas estrellas es del orden de las 450.000. M3 no sólo es uno de los cúmulos globulares más brillantes, sino sobre todo uno de los más poblados. Del diagrama color-luminosidad, estudiado por Arp y Braun, dedice N.J. Wolf una edad de 10.000 millones de años.

También es M3 uno de los globulares más ricos en estrellas variables. Se conocen más de 500, de las que la mayoría son RR Lyr. Valiéndose de la relación período-luminosidad, W. Lohmann ha calculado una distancia de 9,9 parsecs, o sea unos 31.000 años luz. A esa distancia, el Sol no pasaría de la 20 magnitud. Pero el número hace la fuerza, y a pesar de la enorme distancia, la presencia conjunta de casi medio millón de estrellas hace de M3 uno de los más soberbios espectáculos telescópicos del cielo.

M2 = NGC 7089

2008-01-31T13:03:00.000+01:00

Cúmulo globular, 6,5 magnitud, 10', a 38.000 años luz.Puede localizarse en la zona occidental de Acuario, con binoculares o un buen mapa del cielo, en zona pobre. Por coordenadas, son seguras estrellas de referencia delta Peg. (moverse 11 m O y 10º 40' S), o beta Aqr., al SO del conocido asterismo del "Jarro" (moverse sólo 2m E y 5º 15' N).

Por sí solo, M2 destaca sobre el fonde del cielo sin necesidad de mucha búsqueda; es un magnífico objeto, sin rival en varios grados a la redonda. Asequible a todos los instrumentos, admite un aumento de tipo medio. En ningún caso llegaremos a los 13' de diámetro que muestran las fotografías obtenidas por grandes telescopios. Por otra parte, el diámetro aparente de M2 varía mucho en función de la abertura que empleemos, puesto que, como todos los globulares de espectro "temprano" posee un fuerte grandiante luminoso, con un centro muy brillante, una periferia cada vez más difuusa y un extenso halo que puede confundirse con el fondo del cielo. Los aficionados suelen preferir cúmulos globulares de escaso gradiente, por su mejor definición; pero los de bordes difusos, como éste, se prestan a más interesantes estudios de distribución estelar, que ofrece en ocasiones muy notables irregularidades.

El citado gradiente queda bien de manifiesto en el estudio de líneas isofotas realizado por W. Lohmann: el minuto cuadrado que encuadra el centro de figura proporciona el 37% de la luminosidad total, mientras que si nos alejamos de ese centro, la luminosidad por minuto cuadrado es sólo en 0,02%. Por ese motivo, con una abertura de 10 cm es difícil pasar de un diámetro aparente de 6'.

Otra cosa ocurre con abertura de 20 cm, y mejor todavía si pasa de los 30. No es que el cuerpo del cúmulo crezca exageradamente: puede alcanzar, y no más, unos 9' de diámetro, pero se hacen visibles las estrellas del halo, que son, por circunstancias no del todo conocidas (pero que se dan más en los cúmulos de espectro F que en lo más típicos de espectro G), las más luminosas de todo el conjunto: de la 12 y 13 magnitud, mientras que las del cuerpo central oscilan entre la 15 y la 18. No supongamos por eso que M2 parece un cúmulo circundado por esas estrellas brillantes, sino que -puesto que el halo es esférico-, se muestra inmerso en ellas. En otras palabras, las estrellas más brillantes que podemos distinguir sobre el cuerpo son un efecto de proyección, y pertenecen en todo caso al halo.

Así, con buena abertura, M2 puede ofrecer un aspecto muy curioso, que ya Herschel advirtió al anotar "una bella nebulosa rodeada por estrellas que parecen finísimos granos de arena". Por cierto que una de esas estrellas es una de las pocas variables RV Tauri detectadas en un cúmulo globular: ésta, descubierta por A. Chévremont oscila entre las magnitudes 12,5 y 14, en un período medio de 67,09 días. En el máximo es justamente la estrella más brillante del conjunto, hasta el punto de que, en apunte de J. Hogg, "modifica sustancialmente el aspecto del cúmulo".

No pensemos que las estrellas débiles del cuerpo central son poco luminosas; como que nuestro Sol, trasladado a M2, aparecería de magnitud 21,5. Se trata por tanto, de un cúmulo muy potente y muy luminoso, que desafía orgullosamente una distancia mayor que la que nos separa del centro de la Galaxia.

Digamos por último que M2, como la mayoría de los "cúmulos blancos", presenta algunas notables irregularidades en su estructura; una de ellas, apreciable ya con abertura de 10 cm, es una especie de banda oscura que corta el borde NE, como una línea de llamativa discontinuidad. No se trata de un efecto óptico, puesto que aparece también en fotografías, sobre todo de no muy larga exposición. No debemos pensar en la presencia de alguna nube oscurecedora, sino en la un principio de desgajamiento, inducido tal vez en tiempos lejanos, por la acción gravitatoria de otro cuerpo masivo. Hoy M2 se encuentra más cerca del polo sur que del ecuador galáctico; pero hace 200 millones de años (y no por única vez) debió cruzar ese ecuador. Entonces pudo haberse producido cualquier accidente.

M1 = NGC 1952

2008-01-30T13:19:00.000+01:00

Remanente de supernova, 8,4 magnitud, 6' X 4', a 6.300 años luz.
Muy fácil de encontrar a grado y medio al NW de Zeta Tauri. Aparece enseguida en el buscador. No es buen objeto para binoculares.

Es curioso que el primer objeto catalogado por Messier sea de una naturaleza distinta que los demás: una nebulosa remanente de supernova, aunque este extremo solamente pudo ser constatado en el siglo XX. Durante un tiempo, se le estimó simplemente como una nebulosa típica de gases. A principios del siglo XIX, John Herschel creyó resolverla en finísimas estrellas; pronto se comprobó su error. Más tarde, se la catalogó entre las nebulosas planetarias, hasta que la medida de su fabulosa velocidad de expansión (¡más de un millón de kilómetros por día!, medida por Lampland y Duncan) hizo comprender su verdadera naturaleza. Retrocediendo en el tiempo, sería un punto alrededor del año 1000. Ello permite identificarla con casi absoluta seguridad con la "estrella invitada" descubierta por los chinos en julio de 1054: más brillante que Venus y visible en pleno día. Aún así, es preciso notar que no constituyó un espectáculo sobrecogedor, porque su máximo brillo coincidió casi con su conjunción con el Sol; seguramente por esta causa no hay mención de ella en las crónicas medievales de Occidente. Pudo alcanzar una magnitud visual entre -5 y -6, no igualada desde entonces por ninguna estrella. Hoy no pasa de la 16, y por tanto no es asequible más que a reflectores de 40 cm o más. Como emisora de radio se la conoce por 3C144; como fuente de rayos X es Taurus X-19 y como púlsar, PSR 0531+21.

La observación telescópica de M1 no es espectacular, pero sí muy sugestiva, aunque no sea más que por la naturaleza de estos objetos y porque no deja de ofrecer una especial belleza. Messier la compara con "la luz de una bujía", y fue justamente ese aspecto el que le hizo confundir aquella nebulosa con la cabellera de un cometa: sin este detalle, probablemente nunca se hubiera decidido a emprender la composición de su catálogo. El almirante Smyth la compara a su vez con una perla. M1 es, efectivamente, un objeto oval, muy bien definido, cuyo brillo crece solo muy ligeramente hacia el centro; y ya es sabido que esta circunstancia facilita su observación, incluso con telescopios muy modestos. La buena resolución permite poner más aumentos, utilizando oculares de tipo medio. Con refractor de 10 cm presenta un aspecto perlado, delicado; su perfil de huso deja adivinar un rudimento de "cola" que se dobla por el SE en dirección a una estrella vecina de la 10ª magnitud. Vista con detalle, presenta algunas irregularidades, que le proporcionan un cierto aspecto granuloso, ya advertido por Dreyer.

La visión se hace mucho más espectacular cuando se observa con un reflector de 20 cm. Ahora se comprende mejor el nombre de "Crab Nebula" o Nebulosa del Cangrejo que le asignó Lord Rosse, y por el que todavía es reconocida. Efectivamente, su forma alargada, con un extremo más romo y otro formando una cola, y diversas "garras" retorcidas que salen por los costados, nos recuerda inmediatamente un cangrejo de río. De todas formas, para ver distintamente esta compleja estructura hacen falta aberturas del orden de los 30 a los 40 cm. Con sólo 20 se distinguen trazos transversales y algunas prolongaciones de éstos fuera del cuerpo -propiamente dicho- de la nebulosa. Curiosamente, la fotografía sobreexpone estos detalles, y no permite ver tan claramente la figura del "cangrejo". La "Crab" es uno de esos pocos objetos en que la impresión visual con gran abertura es superior a la fotográfica.

El campo es rico en estrellas -lo que refuerza la magnífica impresión de conjunto-, aunque una mirada atenta descubrirá que la densidad disminuye alrededor de la nebulosa, probablemente por efecto de materia oscurecedora. La más brillante de las estrellas que caben en campo (30' al E) es la bellísima doble: S422, de magnitudes 7,1 y 7,7, a 3''6, en posición E-W, amarilla y anaranjada. No dejemos de ver nebulosa y doble consecutivamente: vale la pena.

Orden de observación de los objetos Messier

2008-01-29T19:15:00.000+01:00

La tarea de cumplir en su totalidad el rito de recorrer uno a uno todos los objetos Messier requiere generalmente un año, ya que la lista de 110 objetos cubre todas las ascensiones rectas del firmamento. Las menos pobladas son las correspondientes al otoño, por dos razones claras; primera, que la zona del cielo observable en esta estación es la menos abundante en objetos nebulares al alcance de pequeños telescopios, como los de Messier; y segunda, que el propio Messier, por motivos que desconocemos, realizó pocas búsquedas en los meses de otoño. Lógicamente, si el observador está dispuesto a levantarse a horas de la madrugada, puede realizar la campaña en menos de seis meses.

El "rito" más meticuloso consistiría en observar los objetos Messier por orden riguroso de entrada. Pero sería en alto grado irracional. El mismo Messier comprendió el desorden de su Catálogo, y prometió varias veces colocar los objetos -y por ende el número de entrada- por orden de ascensión recta creciente. Aún no sabemos por qué no lo hizo. Sería absurdo, por ejemplo, dejar M110 para el final, si acabamos de observar M31 y M32, que se encuentran prácticamente en el mismo campo: tardaríamos casi un año en terminar nuestra campaña-

En la descripción que sigue, enumeramos obviamente los "Messier" por orden de entrada, del 1 al 110. El aficionado sabrá muy bien qué época del año o a qué hora observar cada uno en las mejores o más cómodas condicones. De todas formas, y sin tratar de inmiscuirnos en absoluto en su iniciativa, podemos proporcionarle unas cuantas indicaciones prácticas respecto del orden a seguir. No hace falta decir que todo depende de la fecha en la cual comencemos nuestro grato peregrinaje Messier. Este orden aconsejable atiende fundamentalmente al de las ascensiones rectas; pero también al de las declinaciones, pues conviene observar objetos de la titudes bajas cerca de su paso por el meridiano, en tanto que para las latitudes altas muchos observadores, especialmente los menos experimentados o poco aficionados al prisma, encuentran dificultades para apuntar al cenit: en ese caso, lo que conviene eludir es precisamente el paso del objeto por el meridiano.

Un último criterio, aunque no siempre resulta posible seguirlo, es el de la variedad. Después de observar una docena de galaxias, resulta gratificante toparnos con un cúmulo abierto; después de cuatro o cinco globulares seguidos -por ejemplo en la zona de Ofiuco- agradecemos una nebulosa de emisión, y así sucesivamente.

El catálogo Messier contiene 40 galaxias, 29 cúmulos globulares, 27 cúmulos abiertos, seis nebulosas de emisión o reflexión, cuatro planetarias, un asterismo, una estrella doble, una zona de alta condensación galáctica y un remanente de supernova. El observador que desee un shuffle lo más grato posible, puede elaborar el programa que desee. El orden que va a continuación puede resultar de los más lógicos.

Si empezamos nuestra campaña no lejos de la época en que comienza el año, no sería mal detalle arrancar de M1, un objeto fácil de encontrar y de observar. De aquí, si la estación lo permite, es preferible retroceder en ascensión recta para visitar a M45 (las Pléyades), M34, M76 y M103, procediendo, como casi siempre conviene, de Sur a Norte.

Vamos con el cielo de invierno. Un programa de cúmulos de amplio tiempo de visibilidad abarca, además de M45, M38, M36, M37, M35, M44 (el Pesebre) y M67. Luego pasamos, en el corazón del invierno boreal, a observar primero las nebulosas de Orión -M42, 43 y 78-, luego el cúmulo globurlar de la Liebre, M79; y a continuación M41, al sur de Sirio, nos abre camino a la amplia serie de objetos de Puppis y Monoceros, que debemos apresurarnos a estudiar durante su paso por cerca del meridiano, especialmente los más australes. Puede seguirse este orden: M93, 46, 47, 50 y 48.

Los objetos de la Osa Mayor y Los Lebreles pueden observarse gran parte del año. Es preferible escoger la primavera o el otoño (quizá mejor el otoño, por la mayor escasez de objetos Messier). En todo caso conviene seguir un orden semejante a éste: M81-82, M97, M108, M109, M40 (el más prescindible de todos, pero no lo despreciaremos), M106, M94, M63, M51, M102, M101. Nada nos impide alargarnos un poco a M3 (¡mejor en primavera!), para variar de objeto.

La campaña de galaxias del cúmulo Virgo-Coma debe hacerse de un tirón, en varias o muchas noches limpias y sin Luna de primavera, sin otra evasiva posible que el ya citado M3, y otro globular, M58. En Leo puede seguirse el orden M95-96, M105 y M65-66. En Virgo, la constelación que asombró a Messier por la enorme cantidad de "nebulosas", apretujadas en un estrecho espacio de cielo, es normal seguir un orden de ascensiones rectas, con pequeños saltos a Norte y Sur, para hacer más cómodo el desplazamiento. Por ejemplo, M98-99, 100, 85, 84-86, 87, 88, 91, 89-90, 58 y 59-60. Una forma gratificante es terminar con M64 y M104, en el orden que aconsejen las circunstancias. Sin olvidarse de la excursión a M68 (un globular), que puede practicarse en una noche en que el cielo esté limpio cerca del horizonte sur. Nada mejor para terminar la campaña de primavera que aproximarse a M53, ya cerca del Boyero.

El primer objeto del verano es M5, un globular en Serpens Caput. Si queremos, antes de pasar a sus congéneres de Ofiuco, podemos acudir a los de Hércules, M13 y M92, antes de que alcancen excesiva altura sobre el horizonte. No tenemos más remedio que seguir viendo cúmulos globulares en Ofiuco: M107, M9, M12, M10, M14, y luego, es hora de pasar a los de Escorpio: M80 y M4.

Hénos aquí ya entrando en la zona central de la cinta galáctica, con multitud de objetos cuyo orden puede ser el siguiente: M62, 19, 6, 7, 20, 21, 28, 22, 69, 54, 70, 55, 75, 17, 18, 16, 26 y 11. Pueden cambiarse, por supuesto, de acuerdo con el capricho propio o condiciones de la noche.

Una campaña muy flexible, centrada en el corazón de verano, pero con un margen muy amplio de fecha de elección, es el de la zona Lira-Cisne, con M57, M56, M27, M71, M29 y M39.

Para comenzar el otoño, nada mejor que M2, en Acuario; para continuar con M72, M73 (otro objeto prescindible), M30 y M15. Podemos pasar, antes de que alcance su máxima altura, a Casiopea, con M52 y M103, a Perseo con M34 y M76, y bajar a la zona de galaxias de polo sur galáctico: M74 y M77, para concluir gozosamente en las maravillas del Triángulo-Andrómeda: M33, M31-32 y M110. Con ello habremos empezado de una forma simbólica por M1 y terminado en M110 sin incurrir en ninguna arbitrariedad. Todo, por supuesto, salvo mejor criterio del observador, o de las circunstancias. Al fin y al cabo, es uno mismo quien, por mil razones, debe llevar la iniciativa. A este efecto, puede ser útil la ordenación del Catálogo Messier por ascensiones rectas.

Sea lo que fuere, conviene trazarse un programa flexible. Nunca un recorrido a tontas y a locas, sino de acuerdo con un orden racional y con los más cortos saltos posibles. Sin ese programa, es difícil alcanzar el gusto, realmente gratísimo para cualquier aficionado a la Astronomía, de recorrer por los distintos rincones del cielo, uno a uno, todos los objetos del Catálogo Messier.

La elaboración del Catálogo Messier

2008-01-28T19:09:00.000+01:00

Cuando en 1774 apareció en el Anuario de la Academia Francesa el primer Catálogo de Messier, el género estaba muy poco desarrollado. Existía un catálogo de 5 objetos celestes hecho por Halley, otro algo más amplio debido a W. Derham, y las Memorias de objetos australes -no exactamente un catálogo-, publicadas por Lacaille después de su viaje a África del Aur en 1750-51. Tampoco puede calificarse de catálogo el Prodomus Astronomía de Hevelius, comentario -por otra parte muy interesante- de observaciones realizadas en gran parte a simple vista. Messier tuvo casi que inventar la forma de hacer un catálogo de objetos celestes, y de aquí sus muchas limitaciones, entre ellas el hecho de que las entradas siguen el orden del descubrimiento, en vez del de ascensiones rectas crecientes, origen del curiosísimo y casi simpático caos de la distribución de los objetos Messier por el firmamento, que tanto suele chocar a los aficionados que empiezan sus actividades observacionales.

A esta inevitable limitación hay que sumar también su objeto. "Cuando el cometa de 1758 estaba entre los cuernos del Toro -escribió en el anuario Conaissance des Temps- descubrí por encima del más meridional y a poca distancia de la Zeta del Toro una luz blanquecina, extendida en forma de llama de una vela, que no contenía estrellas. Esta luz era parecida a la del cometa que había observado antes..., sin cola ni barba". Tal vez si M1 no hubiera recordado la forma de un cometa poco desarrollado, Messier nunca hubiera decidido componer su Catálogo. Y así lo dejó en claro más tarde, al justificar la totalidad de su obra: "La causa de que me pusiera a elaborar el Catálogo fue la nebulosa que descubrí sobre el cuerno sur de Tauro...". Entendamos: fue la causa, no la clave del impulso inicial, puesto que la elaboración del Catálogo no comenzó hasta seis años más tarde, tras el hallazgo de otros objetos similares.

La secuencia de la elaboración del Catálogo Messier es en líneas generales la siguiente:

No fue hasta haber encontrado el tercer objeto nebuloso, en mayo de 1764, cuando Messier decidió poner manos a la obra. Puede que el proyecto viniera de antes, y la "inspiración" data, qué duda cabe, del chasco recibido con M1; pero nada, ni una sola nota o apunte se conserva como reacción ante el hallazgo de M1 y M2. En el caso de M3 la reacción fue inmediata. Si este objeto fue registrado el 3 de mayo, el día 8 ya estaba Messier trabajando por su cuenta en la nueva empresa, cuando encontró M4. El 23 de mayo, pasada la Luna Llena, encontró cuatro objetos más en una sola noche (M5 - M8). Y las búsquedas siguieron casi sin interrupción, sin apenas otros huecos que las temporadas de mal tiempo o de Luna Llena: tanto es así, que resulta relativamente fácil conocer de forma muy aproximada las fases de la Luna en 1764, con sólo consultar las fechas de las entradas del Catálogo Messier. La campaña fue extraordinariamente fructífera. Hubo noches, tales como el 23 de mayo, el 3 y 5 de junio, en que descubrió nada menos que cuatro objetos nuevecitos, algo que ya quisiera que fuese posible cualquier observador de hoy. Messier barría zonas del cielo, dejando pasar estrellas por el campo de su telescopio, y cuando no obtenía resultados escogía otra declinación u otra zona prometedora. Durante la primavera y verano de 1764 se le vio especialmente interesado en la zona galáctica de Ofiuco, Escorpio y Sagitario, donde suponía -razonablemente- que eran más probables los hallazgos.

Durante el verano fue explorando cada vez más al este, aprovechando las noches tibias para quedarse hasta última hora: así el 3 de junio llegó a M15, en Pegaso, y entre el 27 de julio y 30 de agosto hizo un verdadero "tour de force", eludiendo siempre la Luna y trasnochando cada vez más hasta llegar de M28 (Sagitario) a M29 (Cisne), M30 (Capricornio), M31-32 (Andrómeda), M33 (Triángulo), M34 (Perseo), y ya muy de madrugada, M35 (Géminis)... Y a principios de septiembre, M36-37-38 (Auriga). Como si tuviese prisa por hacer un recorrido completo del cielo.

En octubre, ya con más calma, vuelve a observar a primeras horas de la noche, y tras llegar a M40 se detiene. ¿Creía haber descubierto ya lo fundamental de su obra, u otra actividad le detuvo? En enero de 1765 encontró fortuitamente M41 en el Can Mayor, y lo registró, pero no siguió buscando. Sólo cuatro años más tarde, cuando supo que iban a publicarle el Catálogo, pensó incluir, tal vez para evitar el impar M41, la conocida nebulosa de Orión. No contaba con la huéspeda, y la huéspeda fue en este caso la nebulosa aneja M43, que volvía a culminar el Catálogo con un número "feo". De aquí que Messier decidiera añadir como colofón dos objetos conocidos desde la antigüedad y difícilmente confundibles con un cometa como el Pesebre (M44) y las Pléyades (M45).

Justo por entonces fue elegido Messier miembro de la Academia, y tuvo oportunidad de publicar su Catálogo en el Anuario, sin contar el ofrecimiento del calendario de efemérides Connaissance des Temps.

Algún motivo debió incitarle a componer la segunda parte, aunque la realizó con mucha menos prisa que la primera. El 19 de febrero de 1771 pasó la noche buscando, y encontró cuatro objetos, dos en Pupis (M46 y M47), otro en la Hidra (M48) y otro en Virgo (M49), la primera galaxia lejana que vio en su vida. Si hubiera seguido buscando por aquella zona, hubiera encontrado un verdadero coto de caza. Pero de pronto abandonó por entonces la empresa; tal vez por haber reanudado con actividad su búsqueda de cometas (casi todos los objetos que siguen están relacionados con trayectorias de cometas descubiertos o seguidos por él) o tal vez por saber que el Anuario de la Academia estaba repleto de orinales, y por el momento no podía publicar su Catálogo. De hecho tuvo que esperar a 1774.

Pocos descubrimientos hizo en los años siguientes, hasta que en 1779 dio muestras de nueva actividad, cuyos frutos vio publicados en el Anuario de la Academia de 1780, con un suplemento al Catálogo que llegaba hasta M68. Y desde entonces no interrumpió ya nunca del todo sus búsquedas, hasta que en la primavera de 1781 alcanzó el número 100. Fue justamente este año el que registra el mayor número de hallazgos desde 1764: concretamente 22, y ahora ya con la inapreciable ayuda de Méchain. Todo parece indicar que Messier trabajaba a rachas, según su inspiración, el tiempo disponible o la perspectiva de la próxima publicación de un apéndice a su Catálogo.

La idea de Messier era terminar en la entrada 100 -siempre con su gusto, muy propio de un ilustrado, por los números redondos-, pero entretanto su compañero Méchain encontró otros tres, y los publicó como suplemento en le edición completa del Catálogo, que apareció en Connaissance des Temps de 1884. El Catálogo volvió a publicarse tal cual, sin adenda ni corrección, en 1787, con sus 103 objetos, a pesar de que Messier o al menos Méchain había visto por lo menos unos cuantos más, y sin proceder a la nada difícil ordenación por ascensiones rectas que Messier se había propuesto.

¿Qué fue lo que impidió todo nuevo retoque? ¿La especie de abulia de la que ya comenzaba a dar muestras un Messier viejo y medio tullido? ¿El temor a que la gloria pasara a su discípulo Méchain, que ya por entonces observaba más y emjor que él? (descubrió diez cometas). ¿El deseo de reunir un número significativamente mayor de objetos, que justificara una edición distinta? Podemos encontrar una última explicación. En 1801 escribía en Connaissance des Temps: "Después de mí, el celebrado Herschel publicó un catálogo de 2.000 objetos celestes que él había observado. Este magnífico desvelamiento del cielo, realizado con instrumentos de gran abertura, no es útil, sin embargo, a la búsqueda de cometas. Mi objetivo era diferente del suyo, como que yo sólo contabilizaba nebulosas visibles con un telescopio de dos pies". Messier hace de la necesidad virtud y justifica la modestia de su Catálogo arguyendo que está destinado solamente a los buscadores de cometas. Reconoce su limitación y al mismo tiempo la gran ventaja de su modestísimo Catálogo: todos los objetos Messier son espectaculares para cualquier instrumento de observación, por modesto que sea; y más espectaculares, aún, no hace falta decirlo, para grandes instrumentos. Una red de gruesa malla no recoge más que peces gordos; y tales son los objetos Messier.

Una mayor continuidad le hubiera permitidio descubrir varios cientos de objetos celestes que nadie había visto en su tiempo. En 1764, ese catálogo hubiera significado el sensacional "desvelamiento del cielo" que el propio Messier atribuía a Herschel. Pero ya a la altura de 1800 carecía de sentido tratar de imitar a Herschel con los mediocres y modestísimos telescopios que estaban a su disposición. Una docena o dos de objetos añadidos no le hubieran librado ya del ridículo. La era de Messier había pasado con la llegada del siglo XIX. Aquí sí que su parsimonia había de dejar anticuada su labor antes de haberla agotado.

La vida de Charles Messier IV

2008-01-27T11:40:00.000+01:00

Pero no nos engañemos. Messier era por vocación un cazador de cometas, y era tal misión lo que podía darle por entonces renombre y fama. Se dedicó empeñadamente a la búsqueda de nebulosas durante los meses centrales de 1764. Luego, la continuación de su catálogo se retrasó una y otra vez, pospuesta por la búsqueda y seguimiento de astros con cola, que se mostraron muy pródigos en sus apariciones durante los años sucesivos. La mejor época de Messier fue justamente la que transcurre entre 1764 y 1779, durante la cual descubrió 12 cometas, mientras que su máximo rival, Montagne de Limoges, encontraba sólo uno... aprovechando la coyuntura de una grave enfermedad de la esposa de Messier. En total, éste llegó a descubrir 21, una cantidad hasta entonces jamás igualada por ningún astrónomo de la historia, aportando además datos muy importantes sobre otros 50.

Sin embargo, hubo un honor que nuestro amigo tardó en alcanzar, aunque lo persiguió con ahínco: el ingreso en la Academia Real de Ciencias de París, la meca de los sabios en aquellos tiempos. Desde 1763 fue presentada varias veces su candidatura, pero siempre apareció en la famosa bolsa de los votos alguna bola negra. No sabemos cuál fue el motivo de tal reticencia, si la envidia de otros astrónomos menos afortunados, la mala disposición de Delisle, la falta de una auténtica carrera científica, o el modesto origen de Messier. Éste cambió de táctica: comenzó a comunicar sus descubrimientos, y a enviar artículos y mapas a la Royal Society de Londres, a la Academia de Berlín y a la Academia Imperial de San Petersburgo, prestigiosas instituciones que se apresuraron a nombrarle Socio de Honor. En vista de lo cual, los franceses comprendieron al fin que no podía ser menos, y lo admitieron en la Academia en 1770.

Una vez conseguido su sueño, la actividad académica de Messier fue frenética: participó en todas las discusiones científicas, envió comunicaciones y publicó multitud de trabajos y magníficos mapas en el Boletín anual, incluyendo las dos partes de su célebre Catálogo. Se convirtió en el astrónomo más célebre de Francia, y Luis XV le concedió humorísticamente el título de "el hurón de los cometas".

Por 1780 aparece su colaborador Pierre François André Méchain, también astrónomo de la Marina, y éste sí dotado de una sólida formación científica. Si hubo celos entre los dos hombres, no tenemos testimonio alguno de ello. Lo cierto es que mientras Messier envejecía, Méchain se aficionaba más y más a la búsqueda de objetos nebulares, para completar el Catálogo. Siempre ofreció sus descubrimientos a Messier, y éste nunca dejó de citar a su amigo cuando le había anticipado el hallazgo. El hecho es que a partir de M71 hay en el Catálogo más objetos descubiertos por Méchain que por Messier, aunque éste los "controló" siempre antes de incluirlos en sus entradas.

Cuando Messier había enviado a la imprenta la segunda parte del Catálogo, a fines de 1781 sufrió un desgraciado accidente, fruto, como tantos sucesos de su vida, de su carácter distraído. Paseando por el Parque Monceau de París, observó lo que le pareció una gruta, y resultó ser un pozo de hielo, de los que entonces se empleaban para conservar el agua helada durante todo el año. Cayó desde una altura de 10 metros, se fracturó varios huesos de los brazos y las piernas, así como algunas costillas, y cuando al fin fue recogido con ayuda de escalas y cuerdas, estaba medio congelado. Tardó varios meses en poder andar, y quedó desde entonces un tanto tullido. Ya no volvió a ser el mismo, aunque siguió observando, entre otras cosas un eclipse y una aurora boreal, y hasta hizo un viaje a España, con motivo de una triangulación que se trazó de Dunkerque a Barcelona, con el fin de obtener un valor más exacto del grado del meridiano terrestre.

Proyectaba publicar un nuevo Catálogo, completado con los últimos datos y ordenado por ascensiones rectas, pero la inflación propia de fines de los años 80 se lo impidió. Luego, la Revolución de 1789 fue para Messier una desgracia. Cerró la Academia, perdió sus instalaciones del Hotel Cluny, se suprimió el Observatorio de Marina y Messier se vio expulsado y sin sueldo. Hubo de huir de Paris en 1793, el año del terror. No parece que hubiera en ello razones de índole estrictamente ideológica, pero los revolucionarios nada querían saber de quien había sido hasta entonces astrónomo real.

Se le fue rehabilitando poco a poco, y más tarde Napoleón le nombró Caballero de la Legión de Honor. Eso sí, siguió sin dinero, y su salud flaqueaba. Cuando en 1802 le visitó Herschel, gran admirador suyo, el viejo Messier se quejó de que ni le reponían los cristales rotos de su observatorio, lo que le hacía pasar mucho frío. "El mérito no siempre es reconocido como debiera", escribió el gran observador inglés. Messier murió en 1817, a los 87 años de edad. Caso todos los grandes astrónomos fueron longevos.

La vida de Charles Messier III

2008-01-26T20:22:00.002+01:00

En septiembre de 1760, cuando observaba la zona de Acuario -por donde había pasado el Halley- encontró otro cometa, éste de cabellera perfectamente redonda, que en noches sucesivas demostró seguir el mismo comportamiento -o falta de comportamiento- que el de dos años antes en Tauro: no se movía. Otra maldita nebulosa.

Por fin, en 1764, descubrió un hermoso cometa, luego famoso, que le llenó de orgullo; pero semanas más tarde -el 3 de mayo- encontró otra cabellera redondeada en Coma Berenices (M3), que le recordó la de Acuario, pues eran sumamente parecidas. Sospechó que no se trataba de un cometa, sino de otra nebulosa, y acertó. Fue entonces -y no antes, contra lo que se cree- cuando decidió hacer un catálogo de objetos nebulosos para evitar futuras confusiones: no sólo para su propio uso, sino para que otros colegas no perdieran el tiempo observando noche tras noche objetos fijos, es decir, objetos inútiles.

Es curioso. Messier inició la elaboración de su Catálogo en mayo de 1764, movido por su odio a las inoportunas "nebulosas", para evitar que nadie cayera en la trampa, y pudiera esquivarlas cuidadosamente; sin embargo, y como era un cazador nato, puso tal entusiasmo en la búsqueda de tales objetos, que acabó encariñándose con su nueva tarea. Primero anotó sólo "nebulosas que observadas al telescopio tenían aspecto de cometas"; luego, "nebulosas y cúmulos de estrellas, que pudieran, observadas con pequeños instrumentos, confundirse con cometas"; y por último, "cúmulos de estrellas que a simple vista pudieran ser tomados como cometas". El parecido con cometas acaba resultando casi un pretexto. Según Alan Mac Robert, Messier acabó incluyendo en su Catálogo a las Pléyades, porque cuando están próximas al horizonte pueden confundirse con un cuerpo difuso; pero el pretexto puede parecer ya un poco forzado. Sea lo que fuere, Messier se lanzó a la búsqueda de objetos difusos en el cielo, se parecieran o no a cometas.

Sin ser consciente de ello siquiera, dio un paso de gigante en la historia de la Astronomía. Hasta entonces, todo se reducía a Astronomía de posición: planetas, cometas, zodíaco, trayectorias, eclipses, efemérides, calendario, ajustes, anomalías. Desde aquel momento, la Astronomía consistía en la búsqueda y observación sistemática de objetos celestes fijos, su descripción y análisis. Inadvertidamente, había dado el primer paso en un nuevo campo de asombroso porvenir: la Astrofísica. El segundo paso lo dio poco despues William Herschel.

La vida de Charles Messier II

2008-01-26T19:39:00.000+01:00

Messier comenzó a realizar sus dibujos en el Colegio de Francia, donde Delisle tenía su despacho y sus instrumentos. Como el jefe era ya un viejo un tanto excéntrico y poco trabajador, fue confiando poco a poco a su ayudante tareas de observación. Y fue entonces cuando Messier, hombre de excelente vista e ingenio despejado, su convirtió en un observador de primera. En 1755 fue empleado como ayudante de observación en el centro del Hotel de Cluny donde funcionaba entonces el Observatorio de Marina. Era la época en que los astrónomos esperaban ansiosamente el regreso del cometa de 1682, que Edmund Halley había previsto para 1758. Si las predicciones se cumplían, quedaría demostrado que los temidos cometas eran cuerpos celestes como otros cualesquiera, y se confirmaría de paso, definitivamente, la ley de Gravitación Universal de Newton. Se comprende que la principal actividad de entonces entre los astrónomos fuese buscar y descubrir cometas, para medir sus posiciones y calcular su órbita.

Messier observaba el cielo con más asiduidad que su maestro Delisle, y en agosto de 1758 descubrió un cometa, que muy pronto, por su trayectoria, demostró que nada tenía que ver con el Halley. Pero en la madrugada del 28 de agosto ocurrió algo inesperado: buscando "su" cometa, Messier descubrió otro, de bien desarrollada cabellera, entre Tauro y Gemini. Cuando en noches sucesivas tomó la posición del nuevo cometa, observó con asombro que no se movía. Al cabo de una semana concluyó que se trataba de una nebulosa, y se concentró exclusivamente en la observación del verdadero cometa, que se aproximaba al perihelio. El chasco quedó por entonces medio olvidado. Sin embargo, resultaría decisivo en la vida de Messier y en la historia de la Astronomía.

En cambio, el cometa más buscado, el Halley, no acudía a la cita. ¿Es que los cometas son simples apariciones arbitrarias, o los cálculos de Delisle, con los que necesarimente había de trabajar, estaban equivocados? Messier empezaba a sospechar más bien que lo segundo. Al fin, el cometa fue redescubierto, un poco inesperadamente por un granjero de Sajonia aficionado a la astronomía, de nombre Palizsch, por las navidades de 1758; pero la noticia, a causa de la guerra de los siete años, no fue conocida en Francia hasta dos meses después.

Sin embargo, en enero de 1759, Messier, que ya había decidido prescindir de la órbita deducida por Delisle y barría sistemáticamente zonas contiguas del cielo, encontró por fin el cometa: fue por tanto su codescubridor independiente. Pero Delisle, gotoso y atrabilario, molesto quizá por su humillación, le prohibió terminantemente que diera a conocer la noticia, para poder determinar cuanto antes su trayectoria y dar a conocer sus efemérides; pero no pudo lograr su propósito, porque el cometa se acercaba rápidamente al perihelio, y dejó pronto de ser observable. Entretanto, llegó la noticia del hallazgo de Palizsch, y tanto Delisle como Messier -por culpa del primero- perdieron su gloria. Incluso muchos no dieron fe al codescubrimiento de Messier. La manía de su viejo maestro llegó al punto de obligarle a guardar secreto sobre el hallazgo de dos cometas más, que Messier realizó en meses sucesivos.

En efecto, la noticia del Halley, que venía a confirmar espectacularmente una nueva y más científica visión de la Astronomía, levantó la veda, y se inició por todas partes una furiosa caza de cometas. Tras el retiro de Delisle, Messier quedó como astrónomo principal de la torre del Hotel de Cluny, y comenzó la asombrosa serie de sus descubrimientos.

La vida de Charles Messier I

2008-01-26T18:26:00.000+01:00

Charles Messier nació en 1730 en Badouville, Lorena, hijo de una familia bien, pero que no tenía grandes medios económicos. Se quedó huérfano en 1751 y se fue a Paris a buscar fortuna. Como su mayor habilidad era el dibujo, buscó una forma de poder demostrar sus habilidades. Finalmente, por casualidad, fue contratado por el astrónomo real, Joseph Nicolas Delisle. La prueba que se le puso consistió en copiar un mapa de la Gran Muralla China, tarea que Messier realizó a la perfección. No es extraña la relación de la Astronomía con el dibujo, ya que por aquella época los mapas celestes debían ser trazados a mano (para luego copiarlos en planchas y grabarlos en la imprenta). Eran necesarias una gran precisión, una limpieza absoluta y facilidad para el trazado de toda clase de representaciones sobre un plano de proyecciones de líneas celestes: no sólo de coordenadas astronómicas, sino de trayectorias de cuerpos erráticos, como planetas y principalmente cometas.

La Astronomía de entonces, en plena Ilustración, era, ante todo, Astronomía de posición. Bode, Hevelius, Lalande, Flamsteed, Lacaille, el mismo Delisle, la habían llevado a su perfección. Era preciso calcular con la mayor exactitud posible la posición de un objeto en el cielo, y, si se movía entre las llamadas "estrellas fijas", calcular con suma exactitud sus movimientos, para determinar su órbita aparente y adelantar sus efemérides. Pero al mismo tiempo que esta absoluta precisión de puntos y líneas sobre el papel, se mantenía aún la costumbre clásica de superponer sobre el mapa de las constelaciones las figuras simbólicas o mitológicas que representaban. Para elaborar un mapa celeste había que ser un dibujante consumado. Hoy no comprenderíamos bien este prurito pictórico, que más contribuiría a desorientarnos que a otra cosa, pero entonces, cuando la Astronomía se encontraba en un decisivo momento de transición, la vieja costumbre era tan obligatoria como la precisión en las posiciones, y hasta parece que constituía una ayuda nemotécnica para recordar y referir mejor la posición de los objetos sobre el mapa. En el propio texto del Catálogo de Messier se da curiosamente esta duplicidad de informaciones posicionales: primero las coordenadas celestes exactas del objeto descubierto, hasta llegar nada menos que al segundo de tiempo en ascensión recta y el segundo de arco de declinación. Luego, por si esto no bastara, una alusión a la posición del mismo respecto de la intrincada maraña del zoo celeste. Así nos encontramos con indicaciones como:

M14: sobre el manto que pasa por encima del brazo derecho de Ofiuco.

M21: entre las dos patas delanteras de la Raposa.

M46: entre la cabeza del Can Mayor y las dos patas de atrás del Unicornio.

El método, como indicación locativa referida a un conjunto, puede parecernos curioso, pero no era en si anticientífico. Todavía hoy usamos (sobre todo, los aficionados) expresiones como "la cola de la Osa Mayor" o "el Cinturón de Orión" sin escándalo de nadie.

El hecho es importante, porque nos explica cómo Messier llegó a la Astronomía. Llegó por casualidad, y como dibujante. Otros venían a parar a ella como matemáticos, como geodestas o como marinos, y poseían una formación científica previa. Messier carecía de esa formación. Descubrió 21 cometas y redescubrió más de 50, pero, aunque podía representar su posición en el mapa y trazar con gran limpieza su trayectoria aparente, entregaba los datos a los calculistas para que determinaran su órbita y predijeron las efemérides. Esta falta de base fue un lastre para Messier, aunque se fue corrigiendo con el tiempo. No sabemos si a tal limitación se debe la imprecisión de algunas medidas de posición en su Catálogo, o sus frecuentes equivocaciones en el uso de los signos: muy probablemente son consecuencia de su natural despiste.

M81

2008-01-20T12:41:00.000+01:00

Constelación: Osa Mayor (Ursa Major)

Visibilidad: hemisferio boreal y al norte de 15º S
Magnitud: 6.8

Tamaño aparente: 16 X 10 minutos de arco

Distancia: 11 millones de años luz

Situada 10 grados al noreste de la caja del Carro de la Osa Mayor, M81 ofrece uno de los ejemplos celestes más admirables de galaxia espiral simétrica. Como tiene magnitud 6.8, destaca en cielos muy oscuros y llega a verse con prismáticos de 7 X 50.

M81 mantiene una inclinación de casi 45 grados con respecto a una orientación frontal, se muestra como un disco claramente oval con un núcleo brillante y denso. En cielos oscuros y limpios, un telescopio de 200 mm con 40 aumentos llega a revelar incluso amagos de dos brazos tenues que salen en espiral de la parte brillante del disco. En cambio, las extensiones de brazos espirales que más se alejan del disco quedan fuera de la capacidad captadora de luz incluso de los telescopios grandes.

El tamaño aparente de M81 asciende a 16 por 10 minutos de arco y el eje longitudinal del óvalo está orientado de norte a sur. Las imágenes detalladas revelan un disco aún mayor, de unos 26 minutos de arco de largo, con un tamaño aparente similar al de la Luna llena.

Medio grado al norte de M81 y en el mismo campo de visión con pocos aumentos, se halla la extraña galaxia M82, orientada de perfil. Se pueden recorrer ambas galaxias para comparar su forma.

M82 está clasificada como galaxia con formación estelar eruptiva. Decenas de millones de años atrás, M81 y M82 pasaron muy cerca la una de la otra. La interacción gravitatoria afectó en gran medida a ambos sistemas y creó estrellas nuevas en la región central de M81 y un estallido de formación estelar en M 82.

M81 y M82 juntas forman el núcleo de un grupo pequeño de galaxias que se cuenta entre los más próximos a nuestro Grupo Local, a sólo 11 millones de años luz de distancia.

Recorrido por el cielo: 1 La región circumpolar boreal

2008-01-19T20:56:00.000+01:00

Este recorrido boreal se centra sobre todo en las constelaciones de la Osa Mayor (Ursa Major) y la Osa Menor (Ursa Minor), que ofrecen multitud de tesoros celestes observables. Las dos osas corresponden, en la mitología griega, a la bella Calisto y a su hijo Arcade, a quienes Hera transformó en osos movida por los celos. El esposo de Hera y amante de Calisto, Zeus, el rey de los dioses, los hizo inmortales y los colocó en los cielos.

Estas constelaciones sólo pueden verse desde el hemisferio boreal, no son visibles más al sur de la latitud 10º S, y la mejor época para observarlas es en primavera.

1 Estrella Polar (Polaris, alfa Ursae Minoris)
La Polar es una variable cefeida 46 veces mayor que el Sol y que dista 432 años luz. Con telescopio se aprecia una compañera débil (magnitud 9.0) y azulada separada de la Polar 18 segundos de arco.

2 Mizar y Alcor (zeta y 80 Ursae Majoris)
Mizar es la estrella central de las tres que forman la pértiga del Carro en la Osa Mayor. A simple vista se distingue una estrella débil, Alcor, justo encima de ella. Los prismáticos permiten separarlas con facilidad, pero el telescopio muestra que Mizar posee otra compañera, una estrella de magnitud 4 llamada Mizar B y situada a 14 segundos de arco.

3 Cor Caroli (alfa Canum Venaticorum)

Recibió el nombre, que significa "el corazón de Carlos", en honor al rey Carlos II de Inglaterra. Se trata de una doble que se separa fácilmente con cualquier telescopio en una gema azulada de magnitud 2.9 y una joya amarillenta de magnitud 5.5, separadas por 20 segundos de arco.

4 47 Ursae Majoris

En 1996 se descubrió que esta estrella amarilla semejante al Sol posee un planeta con una masa como mínimo 2.6 veces la de Júpiter (se trata posiblemente de un gigante gaseoso) con un período orbital de tres años.

5 M51, galaxia Remolino (NGC 5194)

Descrita por primera vez por el conde de Rosse en 1845. La galaxia Remolino es, tal vez, la galaxia espiral más bella del cielo. Los prismáticos la muestran como una mancha borrosa y con un telescopio de 200 mm se atisban sus brazos espirales.

6 M81 (NGC 3031) y M82 (NGC 3034)

Para encontrarlas hay que trazar una línea desde gamma hasta alfa Ursae Majoris, y luego prolongar esa línea hacia el norte. Con prismáticos se ven como dos pequeñas manchas grisáceas. La espiral M81 aparece al telescopio como un resplandor elítico, mientras que la irregular M82 se asemeja a un huso luminoso moteado.

7 M108 (NGC 3556) y M97, nebulosa de la Lechuza (NGC 3587)

Este par de objetos mucho más debiles se halla por debajo de la caja del Carro, cerca de Merak (beta Ursae Majoris). M97, la nebulosa de la Lechuza, es una planetaria cercana, la envoltura expulsada por una estrella vieja. A una distancia equivalente a la amplitud del campo de visión observando con pocos aumentos, se encuentra una galaxia espiral lejana vista de canto, la M108.

Nuestro lugar en el Universo

2008-01-18T12:15:00.000+01:00

Algunos astrónomos parecen tener el don de obtener bellas y nítidas fotografías de galaxias con grandes telescopios. Hubble no era uno de ellos, aunque era experto en extraer datos esenciales de las placas generalmente defectuosas que obtenía. Tampoco era especialmente hábil con los espectros, pero en esto fue ayudado por un tal Milton Humason, un joven ingenioso de mente inquisitiva que comenzó a trabajar en Monte Wilson como arriero y portero del observatorio, luego empezó a ayudar a los astrónomos en su trabajo con el telescopio y finalmente se convirtió en un experto astrónomo de observación. Durante los años treinta y cuarenta, Hubble y Humason hicieron retroceder las fronteras del universo observable, haciendo mapas estelares y catalogando galaxias cada vez más distantes. Con el tiempo, Hubble pudo tomar fotografías llenas de las imágenes de galaxias más remotas que las estrellas de primer plano.

En 1952, el año anterior a la muerte de Hubble, Walter Baade anunció en una reunión de la Unión Astronómica Internacional realizada en Roma que había descubierto un error en la determinación del valor período-luminosidad de las cefeidas, y la corrección de tal error hacía duplicar la escala de distancias cósmica. Posteriormente, el ex ayudante de Hubble, Allan Sandage, en colaboración con el astrónomo suizo Gustav Tammann, logró nuevos refinamientos en la escala de distancias, lo cual permitió a los astrónomos medir la distancia de galaxias situadas a centenares y miles de millones de años-luz.

A esas distancias, el tiempo adquiere una importancia igual a la del espacio. Puesto que se necesita tiempo para que la luz de una galaxia distancia atraviese el espacio, vemos la galaxia tal como era hace mucho tiempo. Las galaxias del cúmulo de la Cabellera de Berenice, por ejemplo, se nos aparecen como eran hace 700 millones de años, cuando en la Tierra aparecía la primera medusa. A causa de este fenómeno, llamado tiempo de vuelta al pasado, debe ser posible establecer, observando muy lejos en el espacio profundo, si el universo fue una vez diferente de como es hoy. Las pruebas de que esto es así llegaron en los años setenta, cuando Sandage y el radioastrónomo Thomas Matthews descubrieron los quasars, y Maarten estableció que se hallaban extraordinariamente lejos. Los quasars parecen ser núcleos de galaxias jóvenes, a distancias de 1.000 millones de años-luz y más aún. Así, la exploración del espacio inició las páginas de la historia cósmica.

Prosigue la tarea de determinar nuestro lugar en el universo, y hoy podemos afirmar con cierta confianza que el Sol es una estrella amarilla típica que está en el disco de una importante galaxia espiral, a unos dos tercios del centro galáctico. El disco no sólo contiene estrellas y sus planetas, sino también vastas extensiones enrarecidas de hidrógeno y helio gaseosos, agregados más densos donde los átomos han logrado unirse y formar moléculas y gigantescos cumulonimbos de material arrojado por estrellas humeantes. Las ondas generadas por los armónicos en la interacción gravitatoria de las innumerables estrellas se propagan por el disco en un grácil diseño espiral, haciendo que el material interestelar forme glóbulos suficientemente densos como para que se contraigan bajo la atracción de su propia fuerza gravitatoria. De este modo se forman nuevas estrellas, y es la luz de las más masivas y menos duraderas de las jóvenes estrellas la que ilumina los brazos espirales, haciéndolos visibles. Éstos, pues, no son objetos sino procesos, tan transitorios, según los patrones espaciotemporales de la Vía Láctea, como las abundantes crestas de espuma que coronan las olas de los océanos terrestres.

Más allá de la Vía Láctea hay más galaxias. Algunas, como la Gran Nube de Magallanes y la de Andrómeda, son espirales. Otras son elípticas, y sus estrellas flotan en un prístino espacio sin nubes. Otras son oscuras enanas, algunas no mucho más grandes que cúmulos globulares. La mayoría pertenecen a su vez a cúmulos de galaxias. La Vía Láctea es una de unas pocas docenas de galaxias que incluyen una asociación unida gravitacionalmente que los astrónomos llaman el Grupo Local. Este grupo, por su parte, está cerca de uno de los extremos de un alargado archipiélago de galaxias llamado el supercúmulo de Virgo. Si pudiésemos volar por los sesenta millones, más o menos, de años-luz que hay desde aquí al centro del supercúmulo, encontraríamos en nuestro camino muchas cosas dignas de verse: la gigantesca galaxia caníbal Centaurus A, una elíptica que engulle afanosamente una espiral que tropieza con ella; la dilatada espiral M51, con su brillante núcleo amarillo y su multitud de estrellas blancoazuladas; y, en el centro del supercúmulo, la elíptica gigante Virgo A, rodeada de miles de cúmulos globulares de estrellas, que contienen unos tres billones de estrellas, y adornada con un chorro de plasma blancoazulado que ha sido vomitado desde su centro con la velocidad de un rayo.
Más allá de Virgo están los cúmulos de Perseo, la Cabellera de Berenice y Hércules, y más allá de ellos tanto otros cúmulos y supercúmulos de galaxias que se necesitan volúmenes enteros para catalogarlos. Hay una estructura aun a esas enormes escalas; los supercúmulos parecen estar ordenados en gigantescos dominios cósmicos que se asemejan a las células de una esponja. Y más allá de esto, la luz de galaxias remotas, cabalgando en las oscilaciones del espacio curvo, se hace tan moteada como el reflejo de la Luna en un estanque bajo el impulso de una suave brisa. Allí, a la espera de un futuro Hubble o Herschel, hay para contar muchas cosas pasadas, presentes o futuras.

Edwin Hubble

2008-01-05T23:57:00.000+01:00

Entre los disidentes estaba Heber Curtis, partidario de la teoría de los "universos-isla". Shapley reaccionó frente alos argumentos de Curtis con la aversión de un paciente que contempla una sala de cirugía: Curtis, señaló, "debe contraer mi sistema galáctico enormemente para tener mucha suerte con los universos-isla". El problema fue discutido formalmente por Shapley y Curtis bajo los auspicios de la Academia Nacional de Ciencias en Washington, el 26 de abril de 1920. En general, Shapley fue juzgado el perdedor, pero, como sucede habitualmente en la ciencia, el debate no dirimió nada y el último veredicto no lo dieron los hombres sino el cielo.

La hipótesis defendida por Curtis, que las nebulosas espirales eran galaxias de estrellas, se confirmaría si se lograba resolver en estrellas sin ambigüedades una de ellas. Este paso decisivo lo dio en 1924 el colega y gran adversario de Shapley, Edwin Hubble. Hombre alto, elegante e imperioso, con una elevada opinión de su lugar potencial en la historia, Hubble lograba que todo lo que hacía pareciese hacerlo sin esfuerzo -había sido una gran figura del atletismo en pista, boxeador, becario en Oxford y abogado antes de ser astrónomo-, y una de las cosas que menos esfuerzo le costaba era enfurecer a Shapley. Hubble sacó decenas de fotografías de M33 y su vecina M31, la espiral de Andrómeda, y halló en ellas lo que más tarde llamó "densos enjambres de imágenes que en ningún aspecto difieren de las estrellas ordinarias".

Pero que los puntos luminosos de las placas fotográficas de Hubble fuesen realmente estrellas era algo controvertido; Shapley los desechó considerándolos cuajados en una nebulosa laplaciana. En este aspecto, nuevamente, las variables cefeidas de Henrietta Leavitt proporcionaron los mojones necesarios. Las cefeidas son suficientemente brillantes como para ser discernibles a través de distancias intergalácticas. Usando el nuevo telescopio de 2,5 metros de Monte Wilson, Hubble fotografió las espirales una y otra vez, comparando las placas para hallar estrellas cuyo brillo hubiese variado. Sus esfuerzos pronto dieron fruto, y el 19 de febrero de 924 escribió a Shapley, quien por aquel entonces había dejado Monte Wilson para convertirse en director del observatorio de la Universidad de Harvard, una lacónica nota en la que le informaba de uno de los más importantes hallazgos de la historia de la ciencia: "Seguramente le interesará saber que he hallado una variable cefeida en la nebulosa de Andrómeda".

Hubble dedujo que Andrómeda está a un millón de años-luz de distancia, estimación igual a la mitad de las hechas posteriormente pero suficiente, sin duda, para demostrar que la espiral estaba mucho más allá aún de la "gran galaxia" de Shapley. Este respondió acremente que hallaba la carta de Hubble "el más divertido fragmento literario que he visto en mucho tiempo". Más tarde se quejó de que Hubble no había reconocido lo suficiente su prioridad en el uso de las variables cefeidas para establecer distancias. Pero el juego había terminado. El artículo de Hubble anunciando que había encontrado cefeidas en las nebulosas espirales -leído (en su olímpica ausencia) en una reunión conjunta de la Sociedad Astronómica Americana y la Asociación Americana para el Avance de la Ciencia en Washington, en 1925- inició la decadencia final de la hipótesis nebular, el ascenso de la hipótesis de los universos-isla y la comprensión por la humanidad de que vivimos en una de muchas galaxias.

Hubble siguió identificando, no sólo cefeidas, sino también novas y estrellas gigantes en Andrómeda y otras galaxias. Esos estudios ayudaron a calmar su temor de que las leyes de la física pudiesen no ser válidas más allá de nuestra galaxia, lo que habría quitado validez también a sus mediciones de las distancias. Newtn se había preguntado también si "Dios puede... variar las leyes de la Naturaleza y hacer Mundos de diversas clases en diversas partes del Universo". Hubble, en su breve artículo anunciando el descubrimiento de cefeidas en M31, tuvo la cautela de advertir que sus resultados dependían del supuesto de que "la naturaleza de las variables cefeidas en uniforme en toda la parte observable del universo". Cuando halló cefeidas y otras estrellas conocidas en la galaxia NGC 6822, escribió con evidente alivio que "el principio de la uniformidad de la naturaleza, pues, parece regir inalterado en esta región remota del espacio".

Las cefeidas

2008-01-05T13:05:00.000+01:00

Shapley había estudiado en el observatorio de Princeton con Henry Norris Russell, donde se especializó en estrellas binarias de eclipse. Éstas son estrellas dobles, tan cercanas en el cielo que parecen una estrella aun a través de los más poderosos telescopios, y están orientadas en el espacio de tal modo que periódicamente se eclipsan una a otra. Las variaciones en el brillo total del sistema les da una semejanza superficial con las genuinas estrellas variables, cuyo brillo cambia debido a pulsaciones internas. Así, Shapley llegó a estudiar también las estrellas variables. El conocimiento que obtuvo de este modo un poco indirecto fue muy útil, pues una clase de estrellas variables -las variables cefeidas- iban a brindar a la astronomía una manera de medir distancias a través del espacio interestelar y hasta intergaláctico. Gracias a las cefeidas, Shapley se ganaría un lugar en la historia como el primero que determinó la situación del Sol en la Vía Láctea.

Las cefeidas, como Shapley fue el primero en sostener, tienen pulsos, su brillo varía a medida que cambian de tamaño. Hablando en términos astrofísicos, son estrellas gigantes, con tres o má veces la masa del Sol, que pasan por un período de inestabilidad, lo cual ocurre cuando les queda poco hidrógeno como combustible y empiezan a usar el helio como tal. Lo maravilloso de ellas es que el período de cada cefeida -esto es, el tiempo que tarda en completar un ciclo de variación en su brillo- está directamente relacionado con su brillo intrínseco (es decir, su magnitud absoluta). Una vez que se conoce la magnitud absoluta de una estrella, es tarea simple calcular su distancia. Todo lo que el astrónomo tiene que hacer es medir su magnitud aparente y luego aplicar la fórmula según la cual el brillo disminuye según el cuadrado de la distancia. Por ejemplo, si tenemos dos variables cefeidas con el mismo periodo, podemos suponer que tienen aproximadamente la misma magnitud absoluta. Si la magnitud aparente de una es cuatro veces mayor que la de la otra, inferimos (dejando de lado complicaciones tales como la interposición de una nube interestelar) que la estrella más oscura está dos veces más lejos.

La relación entre la periodicidad y la magnitud absoluta de las variables cefeidas fue descubierta en 1912 por Henrietta Swan Leavitt, una de una serie de mujeres contratadas por bajos salarios para trabajar como "computadoras" en el observatorio de la Universidad de Harvard en Cambridge, Massachusetts. Leavitt pasaba sus días examinando placas fotográficas tomadas con el telescopio refractor de 60 centímetros de la estación de Harvard en Arequipa, Perú. Una de sus tareas era identificar estrellas variables. Esto requería comparar miles de imágenes de estrellas puntuales en placas tomadas en fechas diferentes, en busca de cambios en el brillo. Era una tarea laboriosa, considerada demasiado insignificante para requerir el tiempo de un astrónomo experimentado. Leavitt pasó miles de horas en ella, y de este modo adquirió un excepcional grado de familiaridad con el cielo meridional.

Se le asignó una región que incluye las Nubes de Magallanes. Así llamadas porque atrajeron la atención de Magallanes y su tripulación en su viaje alrededor del mundo, las Nubes de Magallanes son dos grandes manchas filamentosas de una luz de brillo suave que parecen tramos separados de la Vía Láctea. Sabemos hoy, cosa que no sabían Leavitt ni sus contemporáneos, que las Nubes son galaxias cercanas y que, por ende, sus estrellas están todas a la misma distancia, aproximadamente, de nosotros, como luciérnagas en un campo durante la noche. Esto representa que toda diferencia significativa en las magnitudes aparentes de estrellas de las Nubes de Magallanes son producto de diferencias reales en sus magnitudes aboslutas y no del efecto de distancias diferentes. Gracias a esta feliz circunstancia, al estudiar las variables cefeidas en las Nubes de Magallanes, Leavitt pudo observar una correlación entre su brillo y su período de variación: cuanto más brillante es la cefeida, tanto más largo es su ciclo de variación. La función período-luminosidad que descubrió Leavitt se convertiría en la piedra angular de la medición de distancias en la Vía Láctea y más allá.

Shapley, dispuesto a hacer el mapa estelar de la Vía Láctea, recurrió a las cefeidas con gran entusiasmo. Usando el gran telescopio de 1,50 metros de Monte Wilson, fotografió los cúmulos globulares de estrellas -espectaculares conjuntos de cientos de miles a millones de estrellas-, identifcó variables cefeidas en todos ellos y luego empleó las cefeidas para calcular las distancias de los cúmulos. "Los resultados son un continuo placer", escribió el astrónomo Jacobus Kapteyn en 1917. "Dadme tiempo suficiente y resolveré el problema." La recompensa llegó más pronto de lo que Shaplay esperaba, y después de unos meses le escribió al astrofísico Arthur Stanley Eddington: "Ahora bien, con sorprendente rapidez y claridad, ellos [los cúmulos globulares] parecen haber dilucidado toda la estructura sidérea".

Shapley había descubierto que los cúmulos globulares están distribuidos a través de una extensión esférica de espacio, como si formasen parte de un enorme cúmulo mataglobular, y que el centro de esta esfera no está nada cerca del Sol, sino que está lejos hacia el sur, más allá de las estrellas de Sagitario. En un salto intuitivo magníficamente osado, Shapley conjeturó entonces -exactamente, como se demostró- que el centro del ámbito de los cúmulos globulares son una especie de armazón, un vago esqueleto de toda la Vía Láctea, los... mejores indicadores de su extensión y orientación". Si es así, el Sol está lejos del centro de la galaxia. "El sistema solar ya no puede mantener una posición central", afirmó Shapley.

El triunfo de Shapley sólo fue empañado por sus cálculos de las distancias. Anteriormente se había calculado el diámetro de la Vía Láctea -por varios investigadores, Shapley entre ellos- en una cantidad que oscilaba entre quince y veinte mil años-luz. Ahora, disponiendo de su trabajo sobre las variables cefeidas, Shapley llegó a la conclusión de que la cifra correcta era unos trescientos mil años-luz, más de diez veces mayor que las dimensiones que admitían sus contemporáneos, y tres veces más que las estimaciones más generosas aceptadas hoy.

Varios errores contribuyeron al cuadro inflado que hizo Shapley e la Vía Láctea. Como uchos de sus contemporáneos, subestimaba la medida en que las nubes de gas y polvo interestelar oscurecían las imágenes de las estrellas distantes, haciéndolas parecer más lejanas de lo que realmente están. Además, suponía que las variables cefeidas que observó en los cúmulos globulares eran esencialmente indénticas a las que Henrietta Leavitt había encontrado en las Nubes de Magallanes; en realidad, como descubrirían Walter Baade y otros astrofísicos, las variables de los cúmulos son menos masivas e intrínsecamente menos brillantes, y por lo tanto menos distantes de lo que se puede inferir de una comparación directa de sus períodos con los de sus primas más jóvenes. Las inexactitudes de este género son comunes en la avanzada de la ciencia, pero tuvieron el doloroso efecto de inducir a Shapley a pensar erróneamente que la Vía Láctea no era un galaxia entre muchas, sino un sistema de dimensiones únicas. Empezó a concebir la Vía Láctea como si fuese más o menos el universo entero, y a considerar las nebulosas espirales como sólo sus subordinadas o sus satélites.

Por estas y quizás por razones psicológicas más sutiles también, Shapley llegó a sentir un interés personal en la defensa de lo que él llamaba "las enormes y omnífodas" dimensiones de la galaxia cuyo mapa estelar había hecho. Llamó a esta concepción su hipótesis de la "gran galaxia" [big galaxy]. Quienes estaban de acuerdo con él tendía a interpretar la palabra big en el sentido de su etimología noruega, de bugge, que significa "importante". Quienes discrepaban preferían la etimología latina, de buccae, por "hinchado".

George Ellery Hale

2008-01-01T22:07:00.000+01:00

Cuando empezó el siglo XX, pues, varios de los aspectos más pasmosos de la cosmología precopernicana cerrada habían renacido en escala galáctica. Se pensaba comúnmente que el Sol estaba situado en, o cerca de, el centro de un sistema estelar -la Vía Láctea- que abarcaba todas las estrellas y nebulosas del cielo telescópico, y que, por ende, constituía nada menos que el universo observable entero. Más allá de nuestra galaxia tal vez hubiese un vacío infinito, pero esta cuestión era puramente académica, como lo había sido la del carácter del espacio más allá de la esfera exterior de estrellas en el modelo aristotélico.

Pero la ciencia tiene un mecanismo autocorrector, y a principios de siglo había empezado a afirmarse. Las primeras grietas en la fachada de la hipótesis nebular aparecieron en el campo teórico, cuando se descubrió un defecto fatal en la teoría de Jeans de cómo se había condensado el sistema solar. De ser correcta la hipótesis, calcularon los matemáticos, el Sol debía haber conservado la mayor parte del momento angular del sistema solar y rotar muy rápidamente; en cambio, el "día" solar dura veintiséis lentos días en el ecuador del Sol, y los planetas tienen el 98 por 100 del momento angular del sistema solar. Los datos de observación también empezaron a volverse contra la hipóteis nebular. Huggins obtuvo un espectro de la nebulosa de Andrómeda en 1888, pero lo halló difícil de interpretar. Nueve años más tarde, Julius Schteiner publicó en Alemania un espectro de la nebulosa de Andrómeda, y señaló que el espectro no era gaseoso sino estelar. Indudablemente, al menos algunas nebulosas espirales estaban constituidas por estrellas.

Luego acudieron en ayuda de los astrónomos las estrellas en explosión, como siglos antes habían hecho para Tycho Brahe, Kepler y Galileo. Cada siglo, dos o tres estrella supergigantes explotan en alguna importante galaxia media, con tal brillo que se las puede ver a través de las extensiones del espacio intergaláctico. Puesto que miles de galaxias (o nebulosas elípticas y espirales, como se las llamaba por entonces) estaban dentro del alcance de los telescopios y las cámaras existentes, sólo era cuestión de tiempo que se empezasen a detectar supernovas en fotografías de otras galaxias. La primera de tales supernovas extragalácticas que se observó, en Andrómeda en 1885, estaba cerca del centro de la espiral, y por consiguiente podía ser explicada como el vómito de un protosol laplaciano. Pero luego, en 1917, George Ritchey, un óptico de Monte Wilson, y Heber Curtis, un astrónomo de Lick, anunciaron que habían encontrado varias novas en viejas fotografías de archivo de nebulosas espirales. Otros astrónomos empezaron a registrar sus archivos de placas y hallaron algunas decenas más. Las novas no estaban en el centro, sino que aparecían principalmente en los brazos espirales. Esto era sumamente adverso para la idea de que todas las nebulosas eran gaseosas. Docenas de estrellas en explosión en galaxias llenas de estrellas tenía sentido; en discos laplacianos de gas, no. Según el comentario de Curtis: "Las novas en las espirales proporcionan decisivas pruebas a favor de la conocida teoría del "universo-isla"".

Estaba preparado el escenario para el descubrimiento de las galaxias. Lo que quedaba por hacer era el proyecto de examen más vasto de la historia de nuestro planeta: establecer la situación del sistema solar en la Vía Láctea y determinar las distancias de las otras galaxias fuera de ella.

El paladín de esta causa fue el fundador de la astrofísica de observación, George Ellery Hale. La carrera temprana de Hale repitió el paso de la espectroscopia del Sol a las estrellas. Como niño que creció en los suburbios de Chicago, le fascinaba el Sol; construyó un observatorio en un patio interior donde observaba espectros solares, y a los veinticuatro años había inventado el espectrohelioscopio, un aparato que permitía examinar la atmósfera solar en una longitud de onda de la luz cada vez. Cautivado por la comprensión de que, como repitió toda su vida, "el Sol es una estrella", luego dirigió su atención a las profundidades del espacio. Fue responsable de la construcción de cuatro telescopios, cada uno de los cuales fue en su tiempo el más grande del mundo: el refractor de 1 metro del observatorio Yerkes, en Wisconsin, y, en California meridional, los reflectores de 1, 1,5 y 2,54 metros de Monte Wilson, y el reflector de 5 metros de Monte Palomar. Monte Wilson, en particular, fue un monumento a la doble pasión de Hale por la espectroscopia: allí los telescopios solares registraban los espectros del Sol de día, y de noche gigantescos telescopios reflectores se empleaban para sondear la multitud de otros soles dispersos por la Vía Láctea y más allá de ella.

Trabajador infatigable, aun juzgado por los duros criterios de los ópticos y astrónomos de la época, Hale subió en mula por el camino rocoso y sinuoso desde Pasadena hasta la cumbre del Monte Wilson, y cuando no había mulas disponibles simplemente subía corriendo la ladera de la montaña. Llevó a cabo una labor de investigación propia toda su vida y al mismo tiempo actuó como director del observatorio, recaudando fondos para telescopios cada vez más grandes y contratando para Monte Wilson a algunos de los más descollantes astrónomos del mundo. Uno de los más capaces de ellos era Harlow Shapley.

El espectroscopio III

2007-12-30T12:54:00.000+01:00

En los años comprendidos entre 1855 y 1863, los físicos Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen (el inventor del mechero Bunsen) demostraron que los diversos elementos químicos producen las distintas series de líneas de Fraunhofer. Una noche vieron, desde la ventana de su laboratorio de Heidelberg, un incendio que hacía estragos en la ciudad portuaria de Mannheim, a dieciséis kilómetros al oeste. Usando su espectroscopio, detectaron las reveladoras líneas del bario y el estroncio en las llamas. Esto hizo preguntarse a Bunsen si podrían detectar elementos químicos en el espectro del Sol. "Pero -añadió- la gente pensaría que estamos locos en pensar tal cosa."

Kirchhoff era bastante loco como para intentarlo, y en 1861 había identificado sodio, calcio, magnesio, hierro, cromo, níquel, bario, cobre y cinc en el Sol. Se había hallado un nexo entre la física de la Tierra y la de las estrellas, y se abrió un camino a las nuevas ciencias de la espectroscopia y la astrofísica.

En Londres, un rico astrónomo aficionado llamado William Huggins se enteró del hallazgo de Kirchhoff y Bunsen de que las líneas de Fraunhofer eran generadas por elementos químicos conocidos del Sol, y comprendió de inmediato que sus métodos podían ser aplicados a las estrellas y las nebulosas. "Esta noticia es para mí como el descubrimiento de un manantial en una tierra seca y agostada", escribió. Huggins adoptó un espectroscopio al telescopio Clark de su observatorio privado, en Upper Tulse Hill, Londres. Estudiando cuidadosamente cada espectro hasta que pudo dar sentido a sus numerosas líneas superpuestas, logró identificar hierro, sodio, calcio, magnesio y bismuto en los espectros de las estrellas brillantes Aldebarán y Betelgueuse. Fue la primera prueba concluyente de que otras estrellas están compuestas de las mismas sustancias que encontramos en el sistema solar.

Con creciente excitación, Huggins dirigió su telescopio a una nebulosa. Su diario de año 1864 registra la sensación "de excitada incertidumbre, mezclada con algún temor, con que, después de unos momentos de vacilación, puse mi ojo en el espectroscopio. ¿No estaba por descubrir un lugar secreto de la Creación?". No se decepcionó:

Miré en el espectroscopio. ¡No había ningún espectro como el que yo esperaba! ¡Sólo una única línea brillante!... El enigma de las nebulosas estaba resuelto. La respuesta, que nos había llegado en la luz misma, decía: no hay una agrupación de estrellas, sino gas luminoso. Las estrellas como nuestro Sol y como las estrellas más brillantes darían un espectro diferente; la luz de esa nebulosa había sido emitida por un gas luminoso.

Puesto que esa primera nebulosa que observó Huggins era gaseosa, llegó a la errónea conclusión de que todas las nebulosas, incluidas las elípticas y las espirales, eran gaseosas y que ninguna estaba compuesta por estrellas.

Pero la vida pocas veces es simple, y las pruebas engañosas a favor de la hipótesis nebular continuaron acumulándose. Se hizo el mapa de las posiciones de cientos de nebulosas espirales y se halló que eran más numerosas en las partes del cielo que están muy distantes de la Vía Láctea, que "evitaban" la Vía Láctea, en la jerga astronómica. El efecto de evitación parecía indicar que las nebulosas espirales estaban asociadas a nuestra galaxia. (En realidad, la evitación resulta del hecho de que las nuebas oscuras que hay en el plano de nuestra galaxia oscurecen nuestra visión de las otras galaxias, de modo que vemos generalmente las que están lejos del plano galáctico.) La hipótesis nebular también se fortaleció en el campo teórico, cuando el astrofísico James Jeans demostró, con considerable rigor matemático, que una nube de gas que se contrae tiende a adoptar la forma de un disco, muy similar al de la nebulosa espiral. Jeans hasta logró que su modelo generase brazos espirales como los que se ven en las astrofotografías.

En ese momento la hipótesis nebular tenía tanto éxito que se apoderó de los astrónomos un síndrome de conformismo con la corriente de moda, y empezaron a ver lo que pensaban que debían ver. Uno anunció que había medido la paralaje de la espiral de Andrómeda. (La paralaje sólo es detectable hasta unos pocos cientos de años-luz; la galaxia de Andrómeda está a dos millones de años-luz.) Otro halló que examinando viejas fotografías podía discernir signos de movimiento circular en nebulosas espirales. (En realidad, las galaxias son tan grandes que ver girar una galaxia como la manecilla de los segundos de un reloj se mueve en un segundo exigiría tomar dos fotografías separadas por un intervelo de al menos cinco millones de años.)

El espectroscopio II

2007-12-29T19:51:00.000+01:00

Fraunhofer nació en el seno del sector más pobre de esta floreciente profesión. Fue el undécimo hijo de un ndigente maestro vidriero, quedó huérfano a los once años e hizo su aprendizaje con un tal Philipp Weichselberger, un vidriero de pocas luces de Munich, quien le hacía trabajar en exceso, le pagaba miserablemente, le subalimentaba y no le educaba. El 21 de julio de 1801, el deteriorado edificio que contenía la casa y el taller de Weichselberger se desplomó, y Fraunhofer, el único superviviente, finalmente fue sacado de sus restos. Su rescate fue una noticia que tuvo difusión, y su situación difícil atrajo la atención de Maximiliano José, elector de Baviera, quien visitó al muchacho herido en el hospital y quedó impresionado por su inteligencia y su carácter alegre. El elector le regaló a Fraunhofer dieciocho ducados, suma suficiente para comprar una máquina que trabajase el vidirio y libros, así como para eludir lo que faltaba de su aprendizaje. Una vez libre, Fraunhofer nunca dejó de prosperar. Tenía un instinto para lo esencial, y sus intensas investigaciones sobre las características básicas de diversos tipos de vidrios pronto le hicieron ganarse la fama de ser el primer fabricante de lentes para telescopios del mundo.

Fraunhofer empezó usando las líneas espectrales como fuentes de luz monocromática para sus experimentos dirigidos a mejorar la corrección cromática de sus lentes, pero pronto se sintió fascinado por las líneas mismas. "Vi con el telescopio -escribió- un número casi incontable de rayas verticales fuertes y débiles, más oscuras que el resto de la imagen de color. Algunas parecían totalmente negras. Detectó centenares de tales rayas en el espectro del Sol, y halló regularidades idénticas en los espectros de la Luna y los planetas, como era de esperar, pues estos cuerpos brillan por la luz solar que reflejan. Pero cuando dirigía su telescopio a otras estrellas, sus líneas espectrales parecían muy diferentes. La significación de esta diferencia era un misterio.

Fraunhofer murió el 7 de junio de 1826, a los treinta y nueve años, de tuberculosis, dejando como legado las misteriosas líneas de Fraunhofer. En 1849, León Foucault en París, y W. A. Miller en Londres hallaron líneas brillantes que coincidían con las líneas oscuras de Fraunhofer. Hoy unas y otras son conocidas, respectivamente, como líneas de emisión y líneas de absorción, y tienen en la espectroscopia un papel tan importante como los fósiles en la geología, pues dan información sobre la temperatura, la composición y los movimientos de las nebulosas gaseosas y las estrellas.

El espectroscopio I

2007-12-29T13:26:00.000+01:00

Dos escuelas de pensamiento sobre la naturaleza de las nebulosas elípticas predominaron en el siglo XIX.

Una de ellas, la teoría del "universo-isla" de Kant y Lambert -la expresión es de Kant-, sostenía que nuestro Sol es una de muchas estrellas de una galaxia, la Vía Láctea, y que hay muchas otras galaxias, que vemos a través de grandes extensiones de espacio como nebulosas espirales y elípticas. La otra, la "hipótesis nebular", afirmaba que las nebulosas espirales y las elípticas son torbellinos de gas que se condensan para formar estrellas, que están cerca y son relativamente pequeñas. La hipótesis nebular también se había originado en Kant, pero comúnmente era llamada "laplaciana", en honor al matemático francés Pierre-Simon de Laplace, quien había publicado una explicación detallada de cómo el Sol y los planetas podían haberse condensado a partir de una nebulosa arremolinada. Ambas teorías eran en cierta medida correctas -algunas nebulosas, en efecto, son nubes gaseosas que forman estrellas, pero había una comprensible tendencia a suponer que una sola teoría explicaría todos los tipos de nebulosas, y este supuesto alimentó la confusión.

Las pruebas de observación parecían favorecer la hipótesis nebular. Muy espectacular fue el descubrimiento por William Parsons, tercer conde de Rosse, de que algunas nebulosas elípticas presentan una estructura espiral. Lord Rosse, que empleaba un telescopio reflector de 1,80 metros que era en aquel entonces el mayor del mundo, en realidad veía galaxias espirales, pero se pensaba que sus observaciones apoyaban la hipótesis nebular, con su visión de estrellas que se condensan a partir de torbellinos de gas. Esta impresión se reforzó cuando las fotografías tomadas por Isaac Roberts en Inglaterra en la década de 1880-1890 revelaron que la mayoría de las nebulosas elípticas son espirales; cuando se presentaron las fotografías de Roberts en la Real Sociedad de Astronomía, en Londres, en 1888, se dijo que los espectadores cultos se quedaron boquiabiertos ante las pruebas fotográficas que "hicieron visible la hipótesis nebular". Esta hipótesis ganó aún más aceptación cuando fotografías de largo tiempo de exposición tomadas por James Keeler en el observatorio Lick de California en la década de 1890-1900 indicaban que hay una gran cantidad de nebulosas espirales. Keeler calculaba que más de cien mil nebulosas espirales estaban dentro del alcance del telescopio de Lick. Parecía plausible que hubiese cientos de miles de nuevos sistemas solares, considerando la multitud de soles que adornan la Vía Láctea, pero era pedir demasiado a la credulidad imaginar que pudiese haber centenares de miles de galaxias, cada una con miles de millones de estrellas.

Finalmente se resolvió el enigma, no mediante el telescopio o la cámara solamente, sino combinando ambos con el espectroscopio, que revelaría de qué están hechas las estrellas y las nebulosas, algo que el filósofo Auguste Comte, todavía en 1844, citaba como ejemplo de un conocimiento que nunca llegaría a tener la mente humana.

El nacimiento de la espectroscopia data de 1666, cuando Newton observó que la luz blanca del Sol, al pasar por un prisma, produce un arco iris de colores. En 1802, el físico inglés William Wollaston descubrió que si colocaba una fina ranura frente al prisma, aparecían en el espectroscopio una serie de rayas oscuras paralelas, como las grietas entre las teclas del piano. Pero Wollaston dejó el experimento de lado, y la elevación de la espectroscopia al rango de ciencia exacta quedó para un pobre adolescente enjuto con una tos persistente, que, cuando Wollaston hizo su descubrimiento, estaba en un hospital recuperándose de heridas sufridas en el derrumbe de un taller de óptica donde trabajaba en los suburbios de Munich. Su nombre era Joseph Fraunhofer, y su suerte estaba por mejorar.

La óptica a comienzos del siglo XIX era una industria en crecimiento. La pasión de Napoleón Bonaparte por los mapas y los catalejos había obligado a los topógrafos y los generales a encargar telescopios y teodolitos portátiles, y las investigaciones de William Herschel y su hijo John, que habían hecho el mapa estelar de los cielos meridionales desde un observatorio del cabo de Buena Esperanza, habían inspirado el interés por los grandes telescopios entre los entusiastas que deseaban contemplar las maravillas del espacio profundo y los escépticos que querían poner a prueba las afirmaciones de Herschel. Prosperó una nueva clase de artesanos: los ópticos, enconadamente competitivos, encarnizadamente innovadores, tan duros como el bronce y el vidrio que trabajaban y tan excéntricos como los científicos e ingenieros a los que servían. Un personaje típico de esta clase era Jesse Ramsden de Londres, un perfeccionista que trabajaba duranmente en sus proyectos hasta lograr su meta, por mucho tiempo que le llevase; el círculo de 2,43 metros para la medición de la altura que construyó para el observatorio Dunsink de Dublín, que se reconocía como una obra maestra, fue entregado veintitrés años después de expirar el plazo de entrega que fijaba el contrato.

Si los ópticas esperaban ser tratados como artistas, esto es lo que eran muchos de ellos. Alvan Clark, el gran constructor norteamericano de telescopios, prosperó como pintor de retratos antes de cambiar de profesión, y construyó los que aún se consideran los más bellos telescopios refractores del mundo. Hombre de vista sumamente aguda, se decía que Clark era capaz de disparar seis balas de rifle "a una tabla distante con tal precisión que cualquiera habría dicho que sólo se había disparado una bala" y de detectar sopladuras y ondulaciones en el vidrio invisibles para los mortales comunes.

Los prismáticos II

2007-12-25T18:56:00.000+01:00

La mayoría de los prismáticos de 7 aumentos ofrece un campo de vista de 7 grados, suficiente para abarcar la caja del Carro en la Osa Mayor (Ursa Major), o toda la Cruz del Sur (Crux). Los modelos de 10 o más aumentos poseen campos de visión menores, tal vez de 5 grados, todavía adecuados para proporcionar imágenes impresionantes del cielo.

Algunos prismáticos tienen marcado el campo que cubren en grados, aunque en ocasiones no lo dan en grados, sino en metros abarcados a 1000 m de distancia. En estos casos, divídase el campo que abarcan a 1000 m entre 17,5 para obtener el campo en grados. En el ejemplo anterior, el campo es de unos 7 grados.

Hay prismáticos dotados de oculares de campo amplio que proporcionan campos mayores de lo normal, quizá 7 ó 10 grados para modelos de 10 aumentos. La calidad de imagen se resiente a veces en estos modelos, que muestran estrellas distorsionadas en los bordes del campo. Estos oculares suelen reducir también el relieve ocular. Si se buscan unos prismáticos con un relieve ocular cómodo, campo amplio e imágenes de calidad, hay que pagar precios más altos.

Existen dos tipos de prismas para binoculares. Los prismas de Amici dan al aparato la forma de una H con lados rectos. Los prismas de Porro confieren a los gemelos el perfil clásico en zigzag, o en forma de N. Para usos astronómicos suelen ser preferibles los prismas de Porro. Los modelos baratos dotados de prismas de Amici pueden inducir molestos destellos en forma de puntas en las estrellas brillantes, aunque los modelos de calidad dan buenos resultados. Los binoculares con prismas de Porro fabricados en vidrio BAK4 ofrecen campos mejor iluminados que los producidos con el vidrio BK7, más barato.

Los prismáticos ofrecen imágenes mejores cuanto más estables se sostengan. Así, podrán apreciarse estrellas más débiles y detalles más finos. La manera más simple para asegurarse de ello consiste en sentarse en un sillón y apoyar los codos en los brazos del asiento sosteniendo los binoculares entre las manos. Una alternativa mejor consiste en acoplar los prismáticos a un trípode fotográfico, siempre que el trípode sea lo bastante sólido. Los trípodes ofrecen firmeza, pero dificultan la observación de las áreas más altas del cielo. Para obtener vistas cómodas de las regiones más elevadas, pueden buscarse soportes con brazos voladizos, que sostengan los prismáticos apartados de la vertical del trípode, de manera que el observador pueda colocarse debajo de los binoculares.

Los trípodes resultan imprescindibles para binoculares que alcancen las proporciones de 11 X 70. Pero los modelos más pequeños también ofrecen vistas mejores cuando se apoyan en trípodes.

Los cúmulos estelares constituyen objetos ideales para observar con prismáticos. Éste es el Joyero, justamente famoso por el atractivo contraste de colores de sus miembros, concentrados en un cúmulo con forma de A. La contemplación de este objeto mejora con prismáticos grandes, de entre 10 y 20 aumentos.

Los prismáticos I

2007-12-23T15:00:00.000+01:00

Si se desea contemplar las maravillas del cielo más de cerca, los prismáticos ofrecen un billete económico a las estrellas. Son más baratos y más sencillos de usar que un telescopio de grandes aumentos.

Los telescopios son el símbolo de la observación astronómica. Pero, sorprendentemente, la mayoría de los aficionados con experiencia recomienda no adquirir un telescopio como primera pieza del equipo. Aunque los telescopios ofrezcan grandes aumentos, esa misma potencia dificulta apuntar con ellos. Con prismáticos resulta muy fácil localizar objetos celestes, gracias a sus aumentos reducidos, amplio campo de visión y a que muestran imágienes derechas. Si se dedica un año a explorar el cielo con prismáticos se adquiere una preparación mejor para encontrar más tarde los objetos con un telescopio.

Muchos aficionados principiantes se sorprenden de la cantidad de objetos que pueden verse con prismáticos. Las observaciones con prismáticos y desde un lugar oscuro ponen a nuestro alcance cúmulos estelares brillantes, bastantes nebulosas, varias galaxias (entre ellas la bella galaxia de Andrómeda) y muchas regiones repletas de estrellas a lo largo de la Vía Láctea.

Los prismáticos portan identificaciones numéricas del tipo 7 X 50. El primer número representa los aumentos (en el ejemplo, 7). Hay modelos que ofrecen hasta 16 ó 20 aumentos, pero tanta potencia acarrea inconvenientes, porque el campo de visión se reduce y dificulta localizar objetos, y la vibración de las manos emborrona las imágenes.

El segundo número corresponde a la abertura de las lentes frontales, en milímetros. En comparación con modelos más pequeños de 35 ó 42 mm de abertura, los binoculares de 50 mm ofrecen imágenes más luminosas, algo fundamental cuando se persiguen objetos débiles en el cielo nocturno. Aunque el mercado ofrece prismáticos mayores, con lentes de hasta 60 y 80 mm, son muy pesados y cuesta sostenerlos.

La mejor elección consiste en un par de 7 X 50 o de 10 X 50. Ambos ofrecen un buen equilibrio entre aumento, luminosidad de la imagen y ligereza. Hay que evitar los prismáticos de foco fijo y los que poseen aumentos variables (zoom), porque ofrecen imágenes de calidad insuficiente cuando se trata de observar objetos de aspecto puntual como las estrellas.

Los prismáticos más grandes portan especificaciones 11 X 70, 20 X 80 o incluso 25 X 100. No suponen una buena elección para principiantes debido a su coste, comparable al de un telescopio pequeño, y por la dificultad de su manejo. Pero ofrecen panorámicas del cielo que colman la vista, y los observadores serios deberían considerarlos como una alternativa.

Una especificación muy importante para muchos usuarios es el relieve ocular, esto es, la distancia que debe mediar entre los ojos y los oculares para ver el campo completo. Los observadores que usen gafas para ver de lejos pueden encontrar más cómodo llevarlas puestas durante la observación con prismáticos. En ese caso hay que elegir binoculares al menos 18 ó 20 mm de relieve ocular, y con oculares terminados en solapas de goma replegables. Los modelos con estas características dejan bastante espacio entre el ocular y el ojo para que éste quede a la distancia adecuada para ver todo el campo, incluso con las gafas superpuestas. Si no se usan gafas, al extender las solapas de goma los ojos quedan de nuevo a la distancia correcta.

Observar las estrellas bajo un cielo oscuro

2007-12-23T13:26:00.000+01:00

Las luces urbanas no apantalladas esparcen un halo luminoso por encima de todas las ciudades y los pueblos. Por fortuna, a la Luna y los planetas no les afecta esta polución lumínica y siguen siendo objetivos estupendos para los observadores aficionados urbanos. Las mejores vistas de los planetas se obtienen en noches de buena visibilidad, cuando el aire está libre de turbulencias y reverberación térmica.

Para observar en buenas condiciones la Vía Láctea, sus cúmulos estelares y nebulosas, y las débiles galaxias que se hallan más allá, hay que planear viajes a lugares alejados de las luces urbanas. Las noches sin bruma y sin Luna (en torno a la fase nueva) son las mejores, porque la Luna puede impedir la visión de objetos débiles tanto como el alumbrado de las ciudades.

El resplandor de la iluminación artificial propia de la civilización moderna impone muchas barreras a la contemplación del cielo. La escala del problema resulta evidente en esta imagen obtenida desde un satélite que muestra una vista nocturna de Eurasia y el norte de África. Pocos lugares pueden calificarse de verdaderamente oscuros en las regiones con mayor densidad de población. Las manchas rojas corresponden a las llamas que se producen en los campos petrolíferos, mientras que las violetas indican incendios forestales.

William Herschel IV

2007-12-20T21:39:00.000+01:00

Herschel era a veces asombrosamente agudo. A la nebulosa de Orión, una maraña de gas condensado situada a 1.600 años-luz de la Tierra, la llamó "el material caótico de soles futuros", exactamente lo que es. Sostenía que el Sol pertenece a un vasto cúmulo de estrellas -una galaxia, como diríamos hoy- e intentó trazar sus límites contando estrellas de diversas magnitudes en variadas direcciones del cielo. Este intento fracasó, debido al hecho de que la magnitud aparente no es un indicador fiable de la distancia de las estrellas y a la presencia de nebulosas oscuras en la Vía Láctea que Herschel tomó erróneamente por espacio vacío. No obstante esto, queda en pie el hecho inspirador de que un oboísta con un telescopio hecho a mano emprendió en el siglo XVIII un proyecto científicamente defendible que aspiraba a hacer un mapa estelar de la extensión de toda la Vía Láctea.

Herschel estudió también otras galaxias, en particular la gran nebulosa de Andrómeda, de la cual supuso, correctamente, que brillaba con "el resplandor unido de millones de estrellas". Hasta observó que la parte central de Andrómeda era de "un tenue color rojo". En efecto, la región central de esta gigantesca galaxia tiene un matiz un poco más cálido que el disco circundante, pues consiste en viejas estrellas rojas y amarillas, mientras que en el disco predominan las jóvenes estrellas azules, pero parece increíble que esta diferencia, que sólo fue verificada en el siglo XX, pueda haber sido detectada por un astrónomo del siglo XVIII. Y aun siendo Herschel quien era, uno a veces se asombra.

Pero el legado más importante de Herschel no son tanto sus conclusiones, correctas o equivocadas, como su enfoque proféticamente moderno de la astronomía del espaio profundo. En una época en que la mayoría de los astrónomos se dedicaban a observar los planetas a través de los estrechos campos de los telescopios refractores, Herschel cosechaba grandes cantidades de luz antigua, proveniente de nebulosas y galaxias distantes. Mientras aquéllos refinaban sus cálculos de distancias dentro del sistema solar hasta el segundo lugar decimal, él trataba de hacer el mapa de multitud de estrellas del espacio intergaláctico. Mientras los primeros usaban las estimaciones de la velocidad de la luz para ajustar sus cálculos de las órbitas de los satélites de Júpiter, él veía -y lo comprendió- tan lejos en el espacio como para contemplar el universo tal como era hace millones de años en el pasado. El uso de Herschel de los grandes telescopios reflectores para comprender lo que él llamaba "la construcción de los cielos" quizá fuese técnicamente precipitado, pero presagió los métodos de los astrónomos del siglo XX, quienes harían realidad sus sueños. Para Kant y Lambert, la cosmología había sido principalmente interna; Herschel la sacó al exterior.

Sustentado por su amor a lo que él llamaba "esta magnífica colección de estrellas" en que vivimos, Herschel siguió trabajando hasta el fin. "Lina, hay un gran cometa -le escribió a su hermana Caroline el 4 de julio de 1819-. Quiero que tú me ayudes. Ven a comer y pasa el día aquí. Si puedes venir poco después de la una, tendremos tiempo de preparar mapas y telescopios. Vi su situación la noche pasada; tiene una larga cola." En ese momento tenía ochenta años, y aún trabajaba cuando murió, dos años más tarde.

William Herschel III

2007-12-19T13:13:00.001+01:00

Con el ardor de un poseso, Herschel permanecía al telescopio prácticamente toda noche despejada del año, durante toda la noche, tomándose sólo unos pocos minutos cada tres o cuatro horas para entrar en calor o, como le ocurrió una noche en que la temperatura bajó a 11 grados bajo cero, para buscar una herramienta a fin de romper el hielo que se había formado sobre su tintero. Durante los intermedios de los conciertos que dirigía en Bath corría a observar por el telescopio. Cuando el cielo estaba nublado, él y Caroline esperaban, con la esperanza de que el tiempo cambiase. "De no haber sido por una noche nublada o con luz de luna, no sé cuándo él y yo hubiésemos dormido algo", escribió Caroline en su diario. Cuando se mudaron a Datchet, a una casa húmeda y malsana, tan cerca del Támesis que a menudo se inundaba el patio, Herschel vadeaba el agua y trepaba hasta el ocular del telescopio, evitando un constipado frotándose cebolla en las manos y la cara. "Tiene una constitución excelente -escribió Caroline-, y no piensa nada más que en los cuerpos celestes."

El método preferido de observación de Herschel consistía en "barrer" el cielo. Con una capucha negra para impedir que cualquier luz extraviada deslumbrase sus ojos dilatados y habituados a la oscuridad, movía el telescopio a través de un sector del cielo, deteniéndose para observar la situación de objetos interesantes, luego movía el telescopio ligeramente en dirección perpendicular y volvía atrás por un camino adyacente. De diez a treinta de tales oscilaciones constituían lo que él llamaba un "barrido", y registraba cada uno de ellos en un "Libro de barridos". Este era hacer de necesidad virtud; su telescopio carecía del montaje ecuatorial y los recursos de relojería que se emplean hoy para compensar la rotación de la Tierra y mantener sin esfuerzo la visión de un solo objeto. Su gran ventaja fue que estimuló a Herschel a memorizar franjas enteras del cielo; el más importante mapa estelar del hemisferio norte de fines del siglo XVIII quizá no existió en las páginas de un atlas estelar, sino en la mente de Herschel.

A este conocimiento del cielo debió Herschel su descubrimiento, la noche del 13 de marzo de 1791, del planeta Urano. Urano había sido observado docenas de veces antes, por Bradley, Flamsteed y otros, pero siempre se lo había tomado erróneamente por una estrella. Pero la enciclopedia del cielo nocturno que era la cabeza de Herschel comprendió pronto que no se trataba de una estrella. Al principio, tomó el pequeño punto verde por un cometa, erróneamente, pero el astrónomo real Nevil Maskelyne calculó su órbita y estableció que debía ser un planeta, situado mucho más allá de Saturno. De golpe, Herschel había duplicado el radio del sistema solar conocido. La fama que el descubrimiento dio a Herschel hizo que se le eligiese miembro de la Royal Society, se le otorgase una pensión y fuese nombrado astrónomo del rey Jorge III, a quien se había acusado de la derrota ante la revolución norteamericana y sufría a la sazón una depresión nerviosa; debe de haberse sentido agradecido de recibir alguna buena noticia.

Se le concedió a Herschel un subsidio real de 4.000 libras para construir y disponer del que sería por aquel entonces el mayor telescopio del mundo. Con sus propios fondos ya había logrado construir un reflector de 6 metros de largo, con un espejo de 50 centímetros de diámetro, pero había claros signos de que había empleado hasta el límite de recursos privados. Más inquietante fue el episodio del molde de estiércol de caballo. Herschel quería fundir un espejo de por lo menos 90 centímetros de diámetro, con el triple del poder recolector de la luz del de 50 centímetros. Ninguna fundición quiso realizar ese proyecto sin precedentes, de modo que Herschel resolvió hacerlo él mismo, en el sótano de su casa del 19 de New King Street, en Bath. Construyó un molde barato de lo que Caroline describió con resignación como "una inmensa cantidad" de estiércol de caballo. Ella, William y su hermano Alex se turnaron para machacar el estiércol, ayudados por el amigo de ellos William Watson de la Royal Society. Finalmente llegó el día de, como decía Herschel, "fundir el gran espejo". Al principio todo fue bien, pero luego el molde se agrietó por el intenso calor y el metal fundido se derramó por el suelo, haciendo explotar las baldosas y arrojándolas al techo. El grupo huyó al jardín, perseguido por un charco en rápida expansión de metal líquido. Herschel se refugió en una pila de ladrillos que se derrumbó. Había llegado a los límites prácticos de la construcción de telescopios como aficionado.

Por ello fue construido el más grande telescopio del mundo con el dinero del rey, por un equipo de trabajadores bajo la dirección de Herschel. Tenía un espejo de 1,22 metros que pesaba una tonelada, alojado en un tubo de 12 metros de largo. Para llegar al ocular, Herschel tenía que trepar a un andamio que se elevaba a 15 metros. Oliver Wendell Holmes describió el instrumento como "una imponente mezcla de postes inclinados, travesaños, escalas y cuerdas, del medio de la cual un gran tubo... elevaba su poderoso morro desafiante hacia el cielo". En la inauguración, el rey cogió al arzobispo de Canterbury del brazo diciéndole: "Venid, mi lord obispo, os mostraré el camino del cielo".

Con el reflector de 1,22 metros, Herschel descubrió Encelado y Mimas, el sexto y el séptimo satélites de Saturno, pero finalmente, el gran telescopio fue una decepción. Prepararlo para un objeto determinado del cielo era un fatigoso proceso que requería gritar instrucciones a un equipo de trabajadores que permanecían abajo en el andamiaje, y el espejo tendía a deformarse y empañarse con los cambios en la temperatura y la humedad. Herschel pronto volvió a trabajar con telescopios más pequeños que había construido a mano.

Las nebulosas siguieron fascinándole. En 1781 recibió un ejemplar del nuevo catálogo de Charles Messier de esas brillantes islas luminosas; pronto se puso a observarlas halló que "la mayoría de las nebulosas... ceden a la fuerza de mi luz y potencia, y se resolvían en estrellas". Concluyó, prematuramente, que todas las nebulosas sólo eran cúmulos estelares que podían resolverse en sus estrellas constituyentes cuando se empleaban grandes telescopios para observarlas. Su confianza en esta hipótesis de gran alcance pero equivocada fue sacudida por sus posteriores investigaciones de lo que él llamó las nebulosas "planetarias", de las que ahora se sabe que son masas de gas expelidas por estrellas. Cuando Herschel observó nebulosas planetarias en las que la estrella central era demasiado oscura para ser vista, supuso que eran cúmulos estelares globulares. Pero luego, la noche del 13 de noviembre de 1790, dio con una nebulosa planetaria en Taurus con una estrella central claramente visible. Inmediatamente comprendió su significación. "¡Un fenómeno muy singular!, -escribió en su diario-. Una estrella de aproximadamente octava magnitud con una tenue atmósfera luminosa... La estrella está en el centro exacto, y la atmósfera es tan diluida, tenue y homogénea que no es posible suponer que esté formada por estrellas; ni puede haber duda de la conexión entre la atmósfera y la estrella." Llegó a la conclusión de que, a fin de cuentas, algunas nebulosas no están compuestas de estrellas sino de "un fluido brillante" de constitución desconocida. "Quizá se ha conjeturado demasiado apresuradamente que toda nebulosidad lechosa, de las que hay tantas en los cielos, sólo se debe a la luz estelar", escribió, modificando su hipótesis anterior. "¡Qué campo novedoso se abre aquí para nuestras ideas!", exclamó, más deleitado por la variedad del cielo que fastidiado por haberse equivocado.

William Herschel II

2007-12-18T21:07:00.000+01:00

Ferguson había empezado su estudio de la astronomía cuando era un muchacho pastor sin educación y solía echarse de espaldas en los campos de Escocia por la noche y medir los ángulos entre las estrellas con cuentas ensartadas en un hilo. Aprendió solo a leer, llegó a ser profesor y conferenciante de divulgación, escribió dos libros de astronomía que fueron bien recibidos y finalmente fue elegido miembro de la Royal Society. Fue en el libro de Ferguson donde Herschel leyó por primera vez algo sobre las nebulosas. Algunas nebulosas parecían carecer de estrellas. Como escribió Ferguson, "Hay varias pequeñas manchas blancuzcas en los cielos, que aparecen aumentadas y más luminosas cuando se las ve a través de un telescopio, pero en las que no hay estrellas. Una de ellas está en el cinturón de Andrómeda". Otras nebulosas estaban mezcladas con estrellas. "A simple vista parecen estrellas oscuras -escribió Ferguson-, pero en un telescopio aparecen como partes muy iluminadas del cielo; en algunas de ellas hay una estrella, en otras más... La más notable de todas las estrellas nubosas es la que está en medio de la espada de Orión."

En el libro de Smith, Herschel leyó que si bien las estrellas -y, presumiblemente, las nebulosas- están muy distantes, es posible penetrar en los inmensos espacios que habitan mediante grandes telecopios. Pueden verse más estrellas, escribió Smith, "cuando se agranda la apertura para permitir la entrada de más luz". Herschel se tomó muy en serio esta lección. Su vida fue una larga demostración del principio de que los telescopios permiten ver en el espacio y de que, cuanto mayor es le telescopio, tanto más lejos podemos ver.

Herschel empezó comprando un telescopio refractor, pero pronto descubrió, como Newton, que padecía de aberración cromática, es decir, que tendía a introducir falsos colores. Este defecto sería superado con el tiempo con la creación de lentes apocromáticas compuestas, pero en la época en que Herschel decidió dedicarse a la astronomía el único modo de evitarlo en los telescopios refractores era construirlos con longitudes focales muy largas. Esta situación había conducido a los observadores a adoptar actitudes extremas. John Flamsteed montó un refractor de 2,74 metros en el Real Observatorio de Greenwich, y Cassini, en París, estudio Saturno con una serie de telescopios de construcción cada vez más ambiciosa, con longitudes focales de 5,18, 10,36, 30,48 y 41,45 metros. Puesto que era muy difícil construir un tubo rígido de tal longitud, y más difícil aún montarlo con éxito, a menudo se prescindía del tubo, y el objetivo se montaba en el lugar más elevado posible, como el techo de un alto edificio público o, en el caso de James Pound de Inglaterra, sobre un mayo, en Wanstead Park. El observador estaba a varios bloques de distancia, con el ocular en la mano, y observaba la lente distante, esperando los escasos y preciosos momentos en que el planeta Júpiter o la estrella binaria Épsilón de Lira atravesaba su campo visual. Un astrónomo dotado de una gran paciencia podía ocasionalmente hacer observaciones útiles con tal artilugio -en 1722, Bradley logró medir el diámetro angular de Venus usando un refractor sin tubo de 64 metros-, pero para la mayoría tales catalejos alargados eran tan difíciles de manejar que era peor el remedio que la enfermedad. Herschel construyó refractores con longitudes focales de 1,20, 3,65, 4,60 y 9,15 metros, luego los dejó de lado. "Los grandes problemas que ocasionan tubos tan largos, que para mí eran casi imposibles de manejar, me indujeron a dirigir mis pensamientos a los reflectores", escribió. Alquiló un pequeño telescopio reflector del tipo inventado por Newton, y lo halló "tanto más conveniente que mis largos catalejos que pronto resolví intentar yo mismo la construcción de otro".

Esta decisión marcó el comienzo de la astronomía extragaláctica y el fin del ocio de Herschel. Pronto trabajó en todos sus momentos libres, fundiendo espejos metálicos y puliéndolos laboriosamente a fin de darles la forma cóncava necesaria para concentrar la luz en un foco nítido. Su hermana Caroline, que se había unido a él en Inglaterra con la esperanza de cantar con su orquesta, aunque terminaron ambos dedicando sus vidas a la astronomía y convirtiendo su casa en un taller de óptica, lo ayudaba leyendo para él y haciéndoles bocadillos mientras él pulía espejos hasta dieciséis horas seguidas. Con una delicadeza de toque que él atribuía a su aprendizaje de la infancia como violinista, Herschel hacía tubos de telescopio tan elegantes como violonchelos y los coronó con oculares de aumento hechos de granadillo, la madera usada para hacer oboes como el que Herschel tocaba de joven. Menos de diez años después de abrir los primeros libros de astronomía, pudo jactarse confiadamente de que "yo he construido los mejores telescopios que se han hecho nunca".

La habilidad de Herschel como observador era igualmente refinada; sabía usar los telescopios. "En ciertos aspectos, ver es un arte que es necesario aprender", escribió.

He tratado de mejorar los telescopios y practicado continuamente la observación con ellos. Estos instrumentos me han jugado tantas tretas que finalmente he descubierto muchos de sus caprichos y les he obligado a confesarme lo que me habrían ocultado si yo nos los hubiese cortejado con perseverancia y paciencia.

William Herschel I

2007-12-18T13:47:00.000+01:00

El hombre importante de esta campaña de observaciones fue William Herschel, el primer astrónomo que llevó a cabo observaciones agudas y sistemáticas del universo más allá del sistema solar, donde está la mayor parte de lo que existe. Herschel nació en Hannover el 15 de noviembre de 1738, hijo de un músico de intelecto activo que enseñó a sus seis hijos a pensar por sí mismos, estimulando acaloradas discusiones en la mesa sobre ciencia y filosofía, y llevándolos al aire libre las noches despejadas para enseñarles las constelaciones. En la guerra de los Siete Años, el joven de dieciocho años Herschel tocaba el oboe en la unidad de su padre, la banda de los Guardias de Hannover. Marte odia la música y la banda era superflua en la batalla. "Nadie tenía tiempo de ocuparse de los músicos", recordaba Herschel a su manera inexpresiva. "No parecían ser deseados." Durante un tiempo deambuló en medio de la matanza en un esto de abstracción como el de Buster Keaton en El general. Luego, un día, cuando las tropas francesas estuvieron a un tiro del fangoso campo donde estaba acampada la banda, el padre de Herschel aconsejó a su hijo que se marchase, y el muchacho, obedeciendo, abandonó la guerra. "A nadie pareció importarle", señaló.

Huyó a Inglaterra, donde el rey era Jorge II, sin intereses políticos pero indiscutiblemente hannoveriano, y allí prosperó. El inglés de Herschel era excelente, y su talante franco y afable. "Tengo la suerte de hacerme de amigos en todas partes", escribió a su familia. Prosiguió su educación leyendo intensamente; muchos años más tarde le contaría a su hijo John que una vez, mientras iba leyendo a caballo, de pronto se encontró de pie en el camino, con el libro firmemente en la mano: el cabo le había tirado en un perfecto salto mortal en el aire. Su mente era suficientemente vigorosa como para impresionar a personas como Hume, pero utilizaba su saber de modo bastante entretenido para prosperar en la sociedad londinense. Su éxito en el campo musical se benefició del precedente de su distinguido compatriota Georg Frederick Händel, y a los treinta años Herschel fue nombrado organista de la capilla de Bath, un distinguido puesto en el que podía esperar permanecer cómodamente por el resto de su vida.

Pero él se sintió insatisfecho. La música no era suficiente; sabía que no era ningún Händel, y no se contentaba con la mera facilidad para ella. "Es una lástima que la música no sea cien veces más difícil como ciencia -escribió- ... Mi amor a la actividad hace absolutamente necesario que esté ocupado, pues el ocio me enferma; me mata no hacer nada."

Halló su plenitud siguiendo el camino de Kepler y Galileo a través del puente que lleva de la música a la astronomía. Como muchos astrónomos aficionados antes y después, empezó leyendo libros de divulgación científica. Le impresionaron particularmente Astronomy Explained Upon Sir Isaac Newton's Principles, de James Ferguson, y A Compleat System os Opticks, de Robert Smith.

Johann Heinrich Lambert

2007-12-17T13:29:00.000+01:00

Pero el rey Federico dio con la idea de un universo de galaxias por otra vía aún menos verosímil. Su conocimiento de ella empezó una tarde de marzo de 1764, cuando entró en una habitación a oscuras, con casi todas las velas apagadas, para ofrecer una entrevista a un aspirante a la Academia de Ciencias de Berlín, un candidato cuya apariencia y maneras eran tan desconcertantes que los amigos de él que había preparado la reunión temían que Federico nunca le admitiese si podía verle claramente.

El hombre que estaba en la oscuridad era Johann Heinrich Lambert, y sus amigos tenían buenas razones para preocuparse. Su frente era tan alta que la mayor parte de su cara estaba por encima, no por debajo, de las cejas, y se vestía extrañamente, con un frac escarlata, un chaleco turquesa, pantalones negros y calcetines blancos, equipo al que añadía, en ocasiones especiales, una ancha cinta atada en dos lazos, uno que adornaba su coleta y el otro su pecho. Aunque sus ojos eran penetrantes, raramente miraba en forma directa a nadie, prefiriendo en cambio mostrar el perfil. Si alguien trataba de caminar a su alrededor para mirarle de frente, Lambert giraba lentamente sobre sus talones, manteniendo el perfil, como una luna humana.

- ¿Quiere usted hacerme el favor -le dijo Federico al oscuro Lambert- de decirme en qué ciencias está especializado usted?

- En todas ellas -respondió Lambert, dirigiéndose a un punto del espacio situado a noventa grados del rey.

- ¿Es usted también un matemático hábil? -preguntó Federico.

- Sí.

- ¿Qué profesor le enseñó a usted matemáticas?

- Yo mismo.

- ¿Es usted, por lo tanto, otro Pascal? -preguntó Federico refiriéndose al gran matemático del siglo anterior.

- Sí, majestad -respondió la voz desde la oscuridad.

Federico se alejó, pudiendo apenas contener la risa, y dejó la habitación. Esa noche, en la cena, dijo que acababa de conocer al mayor alcornoque del mundo. Pero Lambert, cuando sus amigos trataron de consolarle por el resultado de la entrevista, les aseguró serenamente que obtendría el nombramiento, pues si Federico "no me nombrase, sería un borrón en su propia historia".

Y, en verdad, después de una reseña de sus publicaciones, Lambert fue nombrado miembro de la Academia.

Entre sus obras había una colección de ensayos tituada Cartas cosmológicas, que ese hombre solitario, de aspecto tan estrafalario que los niños lo seguían por las calles como si fuese un faquir en taparrabo, había escrito como una serie de cartas a un amigo imaginario. En ellas, Lambert sostenía que el Sol está en el borde de un sistema de estrellas en forma de disco, la Vía Láctea, y que hay "otras innumerables Vías Lácteas". Señaló que había llegado a esta teoría mientras observaba durante largas horas el cielo nocturno:

Me sentaba junto a la venta y cuando los objetos de la Tierra perdían todo su encanto para llamar mi atención, aún me quedaba el cielo estrellado como el más digno de contemplación de todos los lugares de interés... Levanto vuelo y me elevo por todos los espacios de los cielos. Nunca llego suficientemente lejos, y siempre aumenta mi deseo de ir aún más allá. Con tales pensamientos me presentaba yo a la Vía Láctea... Este arco luminoso que se extiende por todo el firmamento y decora el mundo como un anillo lleno de joyas despertaba en mí asombro y admiración.

Los entusiasmos galácticos de Kant y Lambert contribuyeron a sesibilizar la mente humana a la riqueza potencial y la vastedad del universo. Pero el arrobamiento por sí solo, por muy perspicaz que sea, es, desde luego, un fundamento inadecuado para sustentar una cosmología científica. Determinar si el universo está constituido realmente por galaxias requería hacer un mapa del universo en tres dimensiones, mediante observaciones más exactas, si no menos arrobadoras, que la contemplacion meditativa de Lambert.

Immanuel Kant II

2007-12-17T00:03:00.000+01:00

La sinopsis que Kant leyó en el periódico hacía resaltar este último punto -felizmente, la parte más afortunada de la teoría de Wright- y era vaga en lo relativo al resto. Por ello Kant tuvo la impresión errónea de que el universo de Wright consistía en un disco aplanado de estrellas, como una tajada pequeña cortada tangencialmente desde la piel de una naranja. Por eso Kant supuso (como creía que también había supuesto Wright) que las estrellas de la Vía Láctea están dispuestas sobre un volumen de espacio en forma de disco. Tan entusiasmado estaba Kant con esta idea que escribió un libro sobre ella. Formuló su tesis de este modo:

Así como los planetas, en su sistema, están muy aproximadamente en un plano común, las estrellas fijas también están relacionadas en sus posiciones, muy cercanamente, con un plano determinado que debe ser concebido como extendido por todo el cielo, y al estar muy estrechamente juntas en él, presentan esa franja de luz que se llama Vía Láctea. Estoy convencido de que, puesto que esta zona iluminada por innumerables soles tiene casi exactamente la forma de un círculo máximo, nuestro sol debe estar situado muy cerca de este gran plano. Al explorar las causas de esta disposición, he dado con la idea muy probable de que las llamadas estrellas fijas en realidad sean estrellas errantes, que se mueven lentamente, de un orden superior.

A partir de esta precaria base, Kant dio un salto al universo de galaxias. Sabía por lecturas de las observaciones del astrónomo francés Pierre-Louis de Maupertuis que se había encontrado dispersas en el cielo nebulosas elípticas. Una de ellas, la nebulosa de Andrómeda, podía verse a simple vista; otras sólo eran visibles a través del telescopio. Kant comprendió que si el universo estaba compuesto por muchos agregados con forma de discos de estrellas -galaxias, como diríamos hoy-, entonces las nebulosas elípticas podían ser otras galaxias de estrellas como la Vía Láctea. "Llego ahora a esa parte de mi teoría que le da su mayor encanto, por la sublime idea que ofrece del plan de la creación", escribió.

Si un sistema de estrellas fijas que están relacionadas en sus posiciones con respecto al plano común, como hemos descrito que lo está la Vía Láctea, se halla tan alejado de nosotros que las estrellas de las que está formado ya no son distinguibles claramente ni siquiera mediante el telescopio; si su distancia guarda la misma razón a la distancia de las estrellas de la Vía Láctea que la de éstas a la distancia del Sol, en suma, si tal mundo de estrellas fijas es contemplado a tan enorme distancia del ojo del espectador situado fuera de él, entonces este mundo [esto es, la galaxia de la Vía Láctea] aparecerá bajo un pequeño ángulo como una mancha de espacio cuya figura será circular si su plano se presenta directamente al ojo, y elíptica si es vista de lado u oblicuamente. La debilidad de su luz, su figura y el tamaño aparente de su diámetro distinguirán claramente tal fenómeno, cuando se presente, de todas las estrellas vistas aisladamente.

Las nebulosas elípticas, escribió Kant, justamente nos ofrecen tales visiones. Las nebulosas son "sistemas de muchas estrellas" que se hallan a "enormes distancias". Aquí por primera vez se hizo un retrato del universo como formado por galaxias a la deriva en la vastedad del espacio cosmológico.

El libro de Kant, titulado Historia generla de la naturaleza y teoría del cielo, fue publicado -si esta es la palabra apropiada- en 1755, pero su editor inmediatamente quebró, los libros fueron confiscados para pagar sus deudas y el mundo, por consiguiente, oyó hablar poco de la obra. Kant se lo dedicó a Federico el Grande, pero muchos artistas y filósofos más conocidos dedicaban sus obras a este monarca singularmente ilustrado -entre otros, Johann Sebastian Bach había compuesto recientemente su Ofrenda musical en honor a Federico- y el rey nunca vio el libro de Kant.

Immanuel Kant I

2007-12-16T23:35:00.000+01:00

Se dice que la ciencia avanza sobre dos piernas, una teórica y otra de observación y experimentación. Pero su progreso a menudo es menos un avance decidido que un movimiento vacilante, más similar al camino de un trovador ambulante que a la trayectoria recta de una banda militar en marcha. El desarrollo de la ciencia recibe la influencia de las modas intelectuales, a menudo depende del desarrollo de la tecnología y, en cualquier caso, muy pocas veces puede ser planificado de antemano, pues su destino por lo común se desconoce. En el caso de la exploración del espacio intergaláctico, el primer paso lo dieron teóricos -el filósofo Immanuel Kant y el matemático Johann Lambert-, a los que siguieron las observaciones del presciente astrónomo aficionado William Herschel.

Cuando Kant escribió por primera vez sobre cosmología aún no era Kant, el titán intelectual cuya unificación del empirismo y el racionalismo iba a iluminar y animar la filosofía en todo el mundo. El año fue 1750 y sólo tenía veintiséis años. La muerte de su padre, cuatro años antes, le había obligado a interrumpir sus estudios y trabajaba como profesor privado en Prusia oriental. Había obtenido un título de licenciado (pagándose su educación con las ganancias adquiridas en el billar y las cartas), pero pasaron cinco años más antes de que pudiese recibir su doctorado. Aún no había arruinado su estilo de redacción tratando de satisfacer los requisitos formales establecidos por la facultad de filosofía en la Universidad de Königsberg, donde, a la edad de cuarenta y seis años, finalmente fue nombrado profesor de lógica y metafísica. Era un hombre ingenioso, sociable y atractivo para las mujeres, aunque nunca se decidió a casarse. Persona de hábitos arraigados, hacía una comida al día, siempre con amigos, consultaba cada mañana un barómetro y un termómetro que estaban junto a su cama para saber cómo vestirse y daba su paseo vespertino tan puntualmente que los vecinos ponían literalmente sus relojes en hora cuando aparecía en la calle. Enseñaba matemáticas y física, reverenciaba a Lucrecio y Newton, y leía de todo, desde historia de la teología hasta las tablas actuariales.

Un día Kant leyó en un periódico de Hamburgo una reseña de un libro titulado Una teoría original o nueva hipótesis sobre el universo, de un topógrafo y filósofo de la naturaleza inglés llamado Tomas Wright. Hombre de gran piedad, Wright había aprendido astronomía para apreciar mejor la grandeza de la creación de Dios, y sus libros y conferencias, llenos de lecciones morales y teológicas, eran populares en los círculos de sociedad. En el curso de una variopinta carrera, Wright propuso una serie de modelos del universo, muchos de ellos contradictorios y todos con preocupaciones como la situación del trono de Dios, que él ponía en el centro del cosmos, y del infierno, que él relegaba a las oscuridades exteriores.

Las especulaciones cosmológicas de semejante pensador normalmente no habrían atraído la atención de un Kant, pero el resumen del libro de Wright que Kant leyó deformaba las teorías de Wright y, en el proceso, las mejoraba. El resultado fue una notable contribución del periodismo a la cosmología, la involuntaria promoción de una hipótesis inexistente que Kant convirtió en el primer atisbo que hubo en nuestro mundo del universo de las galaxias.

Wright, siguiendo el mismo camino erróneo que engañó a Platón, Aristóteles, Tolomeo y Copérnico, supuso que el universo es esférico. Pero mientras que sus predecesores copernicanos habían puesto el Sol en el centro del universo, Wright sostuvo que el Sol pertenece a la esfera celeste. Lo que hizo, en verdad, fue revivir la esfera estelar de Aristóteles y Tolomeo, pero con el Sol como una de sus estrellas. El cosmos de Wright estaba vacío, como una naranja sin la pulpa y con el Sol y las otras estrellas en la cáscara. Wright señalaba que la apariencia de la Vía Láctea como una banda de estrellas en el cielo podía explicarse como nuestra visión de este caparazón estrellado dentro de ella. Cuando miramos a lo largo de una línea tangencial a la esfera, vemos muchas estrellas -la Vía Láctea-, y cuando miramos a lo largo del radio de la esfera, vemos relativamente pocas estrellas.

Las nebulosas

2007-12-16T22:59:00.000+01:00

Las nebulosas (de la voz latina que significa "borroso") brillantes son manchas difuas de material incandescente que se encuentra disperso entre las estrellas. La mayoría sólo pueden verse con un telescopio. Aunque se asemejan unas a otras superficialmente, las nebulosas brillantes en realidad pueden ser tres clases muy diferentes de objetos. Algunas, mal llamadas "planetarias" porque son de forma esférica y tienen un cierto parecido con los planetas, son masas gaseosas arrojadas por viejas estrellas inestables; una típica nebulosa planetaria tiene alrededor de un año-luz de diámetro de diámetro y un quinto de la masa del Sol. Otras, las nebulosas de emisión y reflexión, son nubes de gas y polvo iluminadas por estrellas cercanas; en muchos casos, estas estrellas se han formado recientemente a partir de la nube circundante. Estas nebulosas miden centenares de años-luz de diámetro y pueden contener una masa de un millón de soles o más. Representan las partes brillantes y condensadas de las nebulosas oscuras aún más grandes que circulan a través de gran parte del disco de la Vía Láctea, aunque esto no se sabía al principio, pues las nebulosas oscuras son poco visibles para llamar la atención por sí mismas. Finalmente están las nebulosas elípticas y espirales. Éstas son galaxias situadas a millones de años-luz de distancia. Una gran galaxia puede medir 100.000 años-luz de diámetro y contener cientos de miles de millones de estrellas.

El tránsito de Venus IV

2007-12-15T19:49:00.000+01:00

La mejor preparada de las expediciones para la observación de tránsitos, organizada por la Royal Society, partió a bordo del barco de Su Majestad Endeavour de Plymouth el 26 de agosto de 1768, con una delegación de científicos encabezada por Joseph Banks, un acaudalado botánico y futuro presidente de la Royal Society. El Endeavour estaba equipado con cajones llenos de relojes, telescopios y material meteorológico, y de un barril de clavos para comerciar con los tahitianos, que tenían pasión por los objetos metálicos. Estaba al mando el capitán James Cook, un experto navegante, inspector de barcos y matemático que había aprendido tan bien astronomía por sí solo que, observando el eclipse solar de 1766, había podido determinar su longitud en Terranova con un margen de error de dos millas náuticas. Empirista tanto de las ciencias sociales como en las físicas, Cook descubrió experimentando con la dieta que podía evitar el escorbuto alimentando a sus hombres con col fermentada, que astutamente popularizó entre los marineros restringiéndola al principio a la comida de los oficiales. El viaje transcurrió sin incidencias, para lo que era habitual en la época. Los expedicionarios adquirieron 1.365 litros de vino y 450 kilos de cebollas en Madeira, fueron bombardeados en las islas Falklands (Malvinas) por un virrey medio loco para quien el tránsito suponía que "la estrella Polar pasaría por el polo sur", y perdieron cuatro hombres: un marino veterano que se ahogó, un joven marino que se arrojó por la borda por vergüenza después de haber robado una piel de foca y dos sirvientes de Banks que se emborracharon en medio de una tormenta de nieve en Tierra del Fuego y murieron congelados. Después de siete meses y medio, el Endeavour llegó a Tahití, entonces como ahora sinónimo de paraíso.

Cook dictó órdenes estrictas a sus hombres prohibiendo el comercio no autorizado de objetos metálicos con mujeres de Tahití, que adornaban sus muslos con intrincados tatuajes de fechas y estrellas y no veían nada de malo en negociar favores sexuales por uno o dos clavos. Cook recordó con preocupación que la tripulación de un barco que había llegado anteriormente a Tahití, el Dolphin, en su entusiasmo por las muchachas tahitianas, extrajo tantos clavos del barco que casi lo desarmó. Cuando dos de los marineros de Cook desertaron, se casaron con tahitianas y huyeron a las montañas, Cook les obligó a volver y les puso grilletes; era un hombre humanitario, pero quería regresar a Inglaterra. A pesar de sus órdenes, los clavos y otros objetos metálicos siguieron desapareciendo del barco.

Bajo la dirección de Cook y Banks se levantó un observatorio en Tahití en el lugar que se ha conocido desde entonces como Point Venus, y desde allí se observó el tránsito del 3 de junio de 1769 con un despejado cielo azul.

Pero el cálculo del tiempo del tránsito fue difícil. El problema era que Venus tiene una atmósfera densa, que refracta y difunde la luz solar que pasa por ella. Como resultado de ello, el disco del planeta, en vez de presentarse claramente a la visión como el disco de Mercurio, que casi carece de atmósfera, cuando está en tránsito, parece en cambio adherirse al borde del Sol como una gota de lluvia que cuelga de una rama. "Vimos muy claramente una atmósfera o sombra oscura alrededor del cuerpo del planeta que alteraba mucho los tiempos de los contactos", señaló Cook en su diario. Por esta razón, Cook y el astrónomo Charles Green, observando mediante telescopios idénticos, discreparon en sus estimaciones de los tiempos de entrada y salida del disco de Venus en una diferencia tan elevada como veinte segundos.

Pero pese a estas dificultades, los datos reunidos por Cook y las otras expediciones científicas dieron evaluaciones de la distancia de la Tierra al Sol que sólo diferían en un 10 por 100 del valor correcto. Posteriormente, la unidad astronómica fue medida aún más exactamente por científicos que trazaron triángulos imaginarios todavía más refinados a Venus durante sus tránsitos del siglo XIX, a Marte cuando estuvo en oposición en 1877 y a docenas de asteroides cuando estos trozos de rocas antes inútiles pasaban a la deriva cerca de la Tierra.

Se reveló entonces la inmensidad del sistema solar, casi cien veces mayor que el cálculo tolemaico del tamaño de todo el universo, y los científicos pudieron dirigir con seguridad su atención a la profundidad del espacio interestelar y abordar la tarea aún más ambiciosa de medir las distancias de las estrellas.

El tránsito de Venus III y Le Gentil

2007-12-14T13:34:00.000+01:00

Pero el mundo había cambiado por la época de los tránsitos de Venus de 1761 y 1769. La astronomía se había convertido en una ciencia organizada, practicada por profesionales, patrocinada por sociedades científicas y apoyada por fondos gubernamentales. Finalmente, se pensaba, la ciencia tenía recursos para sondear las dimensiones del sistema solar. Se recordaron los consejos de Halley, y los tránsitos fueron estudiados por decenas de observadores equipados con micrómetros, relojes exactos y telescopios de bronce montados sobre trípodes de madera dura en lugares tan alejados como Siberia, África del Sur, México y el Pacífico Sur.

Y, en cierta medida, los observadores de tránsitos tuvieron éxito, aunque no sin sufrir bastantes tribulaciones como para recordarles que si bien el movimiento de los planetas puede ser sublime, los asuntos de este mundo están sumergidos en el caos. El astrónomo Charles Mason y el topógrafo Jeremiah Dixon, más tarde de la Línea Mason-Dixon, fueron atacados por una fragata francesa cuando se dirigían a África (esto fue durante la guerra de los Siete Años), con el resultado de 11 muertos y 37 heridos; llegaron a Ciudad del Cabo con escolta militar y observaron el tránsito de 1761, para descubrir que había una diferencia de muchos segundos en su estimación del tiempo en el que Venus entró y abandonó el disco del Sol. William Wales calculó el tiempo del tránsito desde la bahía de Hudson, Canadá, después de soportar mosquitos, tábanos y un invierno suficientemente duro para que, como observó con exactitud científica, un cuarto de litro de brandy se convirtiese en hielo en sólo cinco minutos. Jean-Baptiste Chappe d'Auteroche, enviado por la Academia Francesa a las profundidades de Rusia, atravesó el Volga congelado y los bosques siberianos en trineos tirados por caballos, llegó a Tobolsk seis días antes del tránsito, apostó guardias para repeler a muchedumbres coléricas que lo acusaban de causar inundaciones de primavera al obstaculizar el Sol y logró observar el tránsito. Murió ocho años más tarde en la Baja California después de calcular el tiempo del tránsito de 1769, de una epidemia que sólo perdonó a un miembro de su grupo, quien remitió debidamente los datos a París. Alexandre-Gui Pingré fue obstaculizado por la lluvia durante la mayor parte del tránsito en Madagascar, los británicos capturaron su barco y volvió a Lisboa bajo los cañones británicos; humanista tanto como científico, halló consuelo en la reserva de bebidas alcohólicas del barco: "La bebida -escribió- nos da la fuerza necesaria para determinar la distancia... del Sol".

El menos afortunado de todos fue Guillaume le Gentil, quien zarpó de Francia el 26 de marzo de 1760, con el propósito de observar el tránsito, al año siguiente, desde la costa este de la India. Los monzones apartaron el barco de su rumbo, y el día del tránsito se hallaba detenido en medio del océano Índico, incapaz de hacer ninguna observación útil. Decidido a compensar el fracaso de esta expedición observando el segundo tránsito, Le Gentil reservó un pasaje a la India, construyó un observatorio sobre un antiguo polvorín en Pondicherry y esperó. El cielo estuvo maravillosamente despejado durante todo mayo, pero la mañana del tránsito, el 4 de junio, el cielo estuvo nublado, para despejarse luego, cuando el tránsito terminó. Le Gentil escribió:

Estuve más de dos semanas presa del abatimiento y casi no tenía ánimo para coger mi pluma y continuar mi diario; y varias veces cayó de mis manos cuando llegaba el momento de informar a Francia sobre el destino de mis operaciones... Este es el destino que a menudo espera a los astrónomos. Había atravesado más de diez mil leguas; parecía que había cruzado tales grandes extensiones marinas, exiliándome de mi tierra natal, sólo para ser el espectador de una nube fatal que se situaba delante del Sol en el preciso momento de mi observación para quitarme los frutos de mis esfuerzos y mis fatigas.

Le esperaban cosas aún peores. Enfermo de disentería, Le Gentil permaneció en la India otros nueve meses, postrado en cama. Luego reservó un pasaje a su país a bordo de un buque de guerra español que fue desarbolado por un huracán frente al cabo de Buena Esperanza y apartado de su curso al norte de las Azores antes de poder llegar con dificultades al puerto de Cádiz. Le Gentil cruzó los Pirineos y finalmente puso pie en Francia, después de once años, seis meses y trece días de ausencia. A su retorno a París se enteró de que había sido declarado muerto, su patrimonio saqueado y sus restos divididos entre sus herederos y sus acreedores. Renunció a la astronomía, se casó y se retiró para escribir sus memorias. Cassini, encomiando a Le Gentil, elogió su carácter pero admitió que "en sus viajes por mar había adquirido actitudes poco sociables y cierta brusquedad".

El tránsito de Venus II

2007-12-14T12:38:00.000+01:00

Las observaciones anteriores de tránsitos habían sido raras y fortuitas. Pierre Gassendi logró en París observar un tránsito de Mercurio en 1631 que Kepler había predicho; golpeó el suelo con los pies para alertar a su joven ayudante a fin de que midiese la altura del Sol, pero el muchacho, cada vez más impaciente después de tres días en espera del gran suceso, había desaparecido. La observación publicada en solitario por Gassendi era inútil para la triangulación, aunque revelaba que el disco de Mercurio era mucho más pequeño de lo que se había pensado: "Apenas pude convencerme de que era Mercurio, tan preocupado estaba por la expectativa de un tamaño mayor", escribió Gassendi. Esto confirmaba la afirmación de Galileo de que el sistema solar era considerablemente más grande de lo que habían calculado Tolomeo y otros geocentristas.

En cuanto a Venus, su tránsito del 6 al 7 de diciembre de 1631 sólo fue visible desde el Nuevo Mundo y no parece haber sido contemplado por ningún ser humano; y el tránsito del 24 de noviembre de 1631 sólo fue observado por dos personas, el astrónomo y clérigo inglés Jeremiah Horrocks y su amigo William Crabtree. A Horrocks se le planteó una situación alarmante, pues era clérigo y el tránsito se produjo un domingo, cuando debía predicar dos sermones. Corrió de la iglesia a su casa, miró por el telescopio a las 3.15 de la tarde y vio Venus, "el objeto de mis más ardientes deseos... cuando acababa de entrar totalmente en el disco del Sol". Venus, como Mercurio, parecía más pequeño de lo que se había predicho -Kepler pensaba que Venus cubriría un cuarto del Sol, lo que era una enorme sobreestimación-; así, contemplar su pequeño tamaño aparente contribuyó a mejorar la evaluación humana de las distancias interplanetarias. Pero Horrocks no tenía modo alguno de medir el diámetro aparente del disco con precisión y, puesto que era un solo observador, no podía triangular Venus aunque hubiese poseído un reloj exacto. Crabtree, por su parte, estaba tan abrumado por la visión de un mundo entero empequeñecido por el Sol que no hizo notas coherentes, llevando a Horricks a quejarse de que "nosotros los astrónomos tenemos cierta... disposición a aturdirnos, deleitados por la luz y circunstancias sin importancia".

El tránsito de Venus I

2007-12-14T11:05:00.000+01:00

Pero los astrónomos y geógrafos no tuvieron que esperar tanto tiempo para mejorar sus mediciones del espacio y el tiempo terrestres. Los mapas eran cada vez mejores: aunque los relojes de péndulo no eran fiables en el mar, podían ser sincronizados en tierra, observado los tránsitos y eclipses de los satélites de Júpiter. (Los holandeses habían concedido a Galileo una cadena de oro por proponer esta ingeniosa idea, aunque no pudieron ponerla en práctica a bordo de los barcos, pues todo aumento telescópico suficiente para distinguir las lunes de Júpiter también aumentaba el balanceo del barco demasiado para mantener el planeta a la vista.) En Francia, los cartógrafos dirigidos por Giovanni Cassini y Jean Picard utilizaron el método de Galileo para enjaular el continente en una red de triángulos de agrimensor, elaborando un mapa exacto que permitió a Picard determinar la circunferencia de la Tierra con una diferencia de 201 kilómetros del valor correcto. (El mapa reveló que Francia era más pequeña de lo que se pensaba, lo que hizo decir al Rey Sol que los sabios de la Real Academia de Ciencias le habían costado más territorio que el que había perdido frente a todos los enemigos de Francia en la guerra.)

Equipados con mejores mapas y relojes, los astrónomos trataron de triangular los planetas vecinos Marte y Venus. En 1672, una expedición internacional dirigida por el joven astrónomo francés Jean Richer navegó a Cayena, sobre la costa sudamericana, a 480 kilómetros al norte del Ecuador. Allí observó Marte durante su mayor acercamiento a la Tierra y al mismo tiempo que sus colegas, cuyos relojes estaban sincronizados con el de Richer, observaban el planeta desde su situación en la Academia Francesa. Cassini ordenó los datos y obtuvo para la unidad astronómica un valor de 139 millones de kilómetros, pero considerando las numerosas inexactitudes residuales de los instrumentos, la evaluación de Cassini, como antes la de Huygens, fue considerada solamente como una buena aproximación.

Venus se acerca más a la Tierra que Marte, por lo que parece que debería ser más accesible a la triangulación, pero cuando está más cerca se pierde en el brillo deslumbrante del Sol. Pero dos veces cada mucho tiempo, el pares de sucesos separados por poco más de un siglo, Venus pasa directamente delante del Sol. Durante estos tránsitos, como se los llama, el planeta aparece como un círculo oscuro proyectado contra el resplandeciente disco solar. Edmond Halley, que había observado un tránsito de Mercurio durante su expedición a Santa Elena, comprendió que la distancia a Venus podía determinarse calculando el tiempo en que el planeta aparecía y desaparecía de la faz del Sol. El borde del Sol serviría como un telón de fondo claramente definido, y el planeta como una especie de jalón de topógrafo en el espacio.

Halley sabía que él no viviría para observar un tránsito de Venus. Había habido un par de tránsitos en 1631 y 1639, una generación antes de que él naciera; el par siguiente se produciría en 1761 y 1769, tiempo para el cual habría tenido más de cien años de edad. Por eso, con la insistencia de quien trata de proyectar sus palabras más allá de la tumba, Halley, en un artículo publicado en 1716 ("que, profetizo, será inmortal", escribió) esbozó el procedimiento en beneficio de astrónomos aún no nacidos:

Por lo tanto, recomiendo una y otra vez a los curiosos investigadores de las estrellas a quienes se confíen estas observaciones cuando nuestras vidas hayan llegado a su fin, que, teniendo en cuenta nuestro consejo, se dediquen vigorosamente a efectuar esas observaciones. Y a ellos les deseamos y rogamos que tengan buena suerte, sobre todo que no sean privados de ese codiciado espectáculo por la desgraciada oscuridad de cielos nubosos, y que las inmensidades de las esferas celestes, reducidas a límites más precisos, puedan finalmente contribuir a su gloria y fama eterna.

El astrolabio y el problema de la longitud II

2007-12-13T21:26:00.000+01:00

Sebastián Caboto, en su lecho de muerte, dijo que Dios le había revelado la respuesta, pero le había hecho jurar que la mantendría en secreto.

Pero el problema de la longitud era obviamente urgente, y no pocos inventores lo abordaron, estimulados por los grandes premios en dinero que ofrecían los gobiernos de los estados marítimos, como España, Portugal, Venecia, Holanda e Inglaterra. El más suculento de esos premios era uno de 20.000 libras que ofrecía la Junta Británica de la Longitud a quien idease un método práctico para determinar la longitud con un margen de medio grado, que es igual a 63 millas náuticas a la latitud de Londres. John Harrison, un carpintero inculto convertido en fabricante de relojes, trató de obtener el premio durante gran parte de su vida laboral. Construyó una serie de relojes de diseño cada vez más sutil y sólido, y sometía a prueba su exactitud observando cada noche la desaparición de determinadas estrellas detrás de la chimenea de un vecino. Su obra maestra, un cronómetro náutico que tardó diecinueve años en construir, fue transportado a Port Royal, Jamaica, a bordo del barco de Su Majestad Deptford en 1761 - 1762; allí fue puesto a prueba mediante observaciones al Sol, y se halló que sólo atrasaba 5,1 segundos en ochenta días, logro que muchos relojes de hoy no podrían igualar. Sin embargo, Harrison necesitó años de presiones para reunir una parte del premio, y nunca consiguió cobrarlo todo. Veinte mil libras era mucho dinero.

El astrolabio y el problema de la longitud I

2007-12-12T21:15:00.000+01:00

Afortunadamente para la ciencia, se hicieron rápidos progresos en cartografía y cronometría. Pero el factor principal fue menos la búsqueda del conocimiento puro que la acumulación del botín del imperio. La riqueza del mundo afluyó en el siglo XVIII a Europa en barcos: de sus maderas salía el palisandro indio de las mesas de banquete a las que Newton y Halley eran invitados, las incrustaciones de oro africano de los platos, el pavo con maíz que se servía como plato principal, el chocolate de postre y el tabaco que se fumaba después. Pero la navegación en mar abierto era tan azarosa como incierta, y los marinos que se aventuraban lejos de la vista de tierra siempre tanteaban su camino por lo desconocido con resultados que iban del retraso al desastre. Muchos cargamentos de plata, azúcar o madera dura habían sido transportados a través de los océanos Atlántico o Índico, sólo para estrellarse contra las rocas del cabo de Buena Esperanza. La situación había mejorado poco en el siglo transcurrido desde que el geógrafo Richard Hakluyt escribió de los navegantes que "ninguna categoría de hombres de ninguna profesión del Estado pasa sus años en medio de tan grandes y continuos azares de la vida... De muchos, sólo unos pocos llegan a tener los cabellos grises". La catástrofe definitiva se produjo en 1707, con sir Cloudesley Shovell; cuatro barcos de su flota y dos mil de sus hombres se perdieron en las rocas de las islas Scilly del suroeste de Inglaterra, y esto una noche en que sus navegantes contaban con que la flota estaría en aguas seguras a cientos de kilómetros al oeste. Evidentemente, era menester hacer algo.

El problema se relacionaba con la determinación de la longitud. Era posible desde hacía tiempo que un navegante conociese su latitud -su situación en una dirección norte-sur- midiendo la altura por encima del horizonte de la estrella Polar o del sol de mediodía. El instrumento empleado para este fin era el astrolabio (del griego, "tomar una estrella"), un disco de cobre o estaño, de 12,7 a 17,3 centímetros, provisto de un brazo de observación móvil. A mediodía de cualquier día despejado, a bordo de cualquier barco de línea podía verse a tres oficiales colaborando para enfocar el Sol -uno sostenía el astrolabio, otro lo apuntaba y el tercero leía la elevación-, mientras marineros de cubierta estaban preparados para prestar ayuda al navegante cuando se caía o recuperar el astrolabio si se iba al suelo por la cubierta que se balanceaba. Se había mejorado la eficiencia del astrolabio, gracias a los esfuerzos de Newton, Halley, John Hadley, Thomas Godfrey y otros que hicieron el instrumento menos pesado, reduciéndolo primero a un cuarto de círculo (el "cuadrante") y luego a un sexto (el "sextante"), empleando espejos para plegar su óptica de modo que el obsercador pudiese ver el Sol y el horizonte superpuestos, y agregando filtros y un telescopio para mayor exactitud. Pero aunque estas mejoras ayudaron a los navegantes a refinar sus cálculos de la latitud, no les ayudaron a determinar su longitud, su posición en la dirección este-oeste. En esto la cuestión era tanto de tiempo como de espacio.

A medida que la Tierra gira, las estrellas cruzan el cielo a un ritmo de quince grados por hora. Esto significa que si queremos saber la hora, el cielo nos lo dirá. Pero el conocimiento del tiempo exacto era justamente de lo que carecían los navegantes de la época de Newton. En tierra, se determinaba el tiempo mediante relojes de péndulo, pero los péndulos no funcionan en el mar; el balanceo del barco altera su funcionamiento. Un típico reloj de barco a comienzos del siglo XVIII tenía una exactitud no mayor de cinco a diez minutos por día, que se traducía en un error de cálculo no menor de ochocientos kilómetros en longitud después de sólo diez días en el mar. Era justamente un error semejante lo que había hecho estrellarse a la flota de Cloudesley Shovell contra las rocas de las islas Scilly.

El problema de determinar la longitud en el mar había eludido su solución durante tanto tiempo que muchos lo consideraban insoluble. El matemático del Coloquio de los perros de Cervantes reflexiona disparatadamente:

Veinte años ha que ando tras de hallar el punto fijo, y aquí lo dejo y allí lo tomo, y pareciéndome que ya lo he hallado y que no se me puede escapar en ninguna manera, cuando no me cato, me hallo tan lejos de él que me admiro. Lo mismo me acaece con la cuadratura del círculo.

Adaptar la vista a la oscuridad

2007-12-12T14:57:00.001+01:00

Se ve mucho mejor si los ojos están adaptados a la oscuridad y si no interfiere el resplandor emitido por el alumbrado de casas o calles cercanas. Pueden ser necesarios hasta 30 minutos para que se dilaten las pupilas y ocurran los cambios químicos en la retina que permiten ver en la oscuridad.

Para preservar la visión nocturna conviene usar luces débiles de color rojo para leer las cartas estelares o hacer anotaciones. Las mejores linternas comerciales para uso astronómico emplean luces de diodos (LED), pero cualquier linterna de bolsillo puede servir si se cubre la bombilla con celofán rojo.

Conjunciones y eclipses

2007-12-12T13:10:00.000+01:00

Los planetas son las "estrellas"errantes del firmamento. Sus movimientos suelen llevar a dos o más de ellos a posiciones aparentes cercanas, o conjunciones, cada pocos meses. A veces también la Luna brilla en las cercanías. El reluciente Venus centelleando junto a la Luna creciente ofrece uno de los mejores panoramas del cielo a simple vista.

El movimiento de la Luna la lleva a pasar en ocasiones delante del disco del Sol y entonces se produce un eclipse solar. A veces se sumerge en la sombra terrestre y da como resultado un eclipse de Luna. Ambos sucesos son los puntos culminantes de la observación astronómica a simple vista.

En la foto vemos tres planetas reunidos juntos a la Luna. El brillante Venus en el centro a la derecha, con Marte en la esquina superior derecha y Júpiter a su izquierda.

Astronomía a simple vista

2007-12-12T12:14:00.000+01:00

El primer objetivo de la astronomía a simple vista constituye, a la vez, el paso más importante para explorar los cielos: aprender a identificar la estrellas más brillantes y las constelaciones. Conviene dedicar a ello varias noches despejadas a lo largo del año, con la ayuda de mapas celestes. Las estrellas brillantes servirán de guía para ubicar las constelaciones principales de cada mes. Tras localizar unas pocas constelaciones clave, el resto del cielo encaja de golpe como un rompecabezas gigante.

Los observadores ubicados en latitudes extremas boreales o australes pueden presenciar de vez en cuando el espectáculo de las auroras polares. Estas cortinas ondulantes de luz coloreada se observan mejor a simple vista.

Cuando se aprecia un breve rastro de luz que cruza el cielo nocturno, probablemente se trate de un meteoro, o "estrella fugaz". La Tierra atraviesa en fechas predecibles del año el rastro de polvo dejado por un cometa. Entonces se produce una lluvia de meteoros.

Los meteoros apenas duran segundos, pero si se ve una estrella que se desplaza lenta por firmamento, lo más probable es que se trate de un satélite artificial. Hay centenares de satélites alrededor del planeta. Aparecen durante los crepúsculos, cuando reflejan la luz solar que baña sus órbitas a cientos de kilómetros de altura sobre el suelo. La Estación Espacial Internacional, por ejemplo, puede aparecer más brillante que cualquier estrella natural del cielo, a medida que se mueve lentamente por el firmamento de oeste a este.

El tamaño del sistema solar III

2007-12-10T23:14:00.000+01:00

El astrónomo inglés Edmund Halley (1656 - 1742), amigo de Newton y más joven que éste, intentó aplicar los cálculos gravitatorios a los cometas, observando que algunos de ellos, muy espectaculares, aparecían en el cielo a intervalos de setenta y cinco o setenta y seis años. En 1704, Halley lanzó la hipótesis de que todos estos cometas eran en realidad un solo cuerpo que se movía alrededor del Sol en una elipse regular, pero tan alargada que la mayor parte de la órbita quedaba a una distancia ingente de la Tierra. Cuando el cometa se encontraba lejos de la Tierra no era visible, pero cada 75 ó 76 años pasaba por la parte de su órbita más cercana al Sol (y a la Tierra) y entonces sí era posible observarlo.

Halley calculó la órbita y predijo que el cometa volvería a ser visible en 1758. Así fue (dieciséis años después de la muerte de este astrónomo), y desde entonces este cometa se llama "cometa Halley". Repasando los archivos históricos se comprueba que hasta la fecha se han registrado 28 apariciones de este cometa, datando la primera de 240 a. C.

En el instante de su máxima aproximación al Sol, el cometa Halley se encuentra a sólo noventa millones de kilómetros aproximadamente de este astro, de suerte que llega a irrumpir en la órbita de Venus; pero en el momento de su máximo alejamiento del Sol, el cometa se halla a unas tres veces y media la de Saturno. En este punto, en el afelio, se encuentra a 5.300 millones de kilómetros del Sol, es decir, bastante más allá de la órbita de Neptuno. Así pues, hacia el año 1760 los astrónomos se había percatado ya de que el sistema solar era mucho más grande de lo que los griegos habían imaginado, sin necesidad de que el descubrimiento de nuevos planetas corroborase este hecho.

Dentro de su especie, el cometa Halley es uno de los más próximos al Sol. Existen algunos cometas cuyas órbitas en torno a este astro son tan alargadas que aquéllos sólo aparecen en el cielo a intervalos de muchos siglos e incluso milenios. Estos cometas llegan a alejarse del Sol no ya miles de millones de kilómetros, sino, con toda probabilidad, cientos de miles de millones. Según una teoría formulada en 1950 por el astrónomo holandés, Jan Hendrik Oort (1900 - 1992) es posible que exista una gran nube de cometas cuyas órbitas se hallen a distancias inmensas del Sol y, por tanto, jamás se hagan visibles.

El tamaño del sistema solar II

2007-12-10T22:37:00.000+01:00

Desde los tiempos de Cassini se sabía que el diámetro del sistema solar, desde un extremo al otro de la órbita de Saturno, medía casi tres mil millones de kilómetros. El diámetro de la esfera imaginaria que abarcaba todos los planetas conocidos por los griegos no era cuestión de unos cuantos millones de kilómetros, como se suponía en tiempos de Hiparco, sino de miles de millones.

Pero esta cifra también quedó superada con el paso del tiempo. En 1781, el diámetro de las órbitas planetarias sufrió de golpe un aumento del doble, cuando el astrónomo germano-inglés William Herschel (1738 - 1822) descubrió el planeta Urano. Dicho diámetro volvió a doblarse luego en dos etapas: en 1846, el astrónomo francés Urbain Jean Joseph Leverrier (1811 - 1877) descubría Neptuno, y en 1930 el astrónomo americano Clyde William Tombaugh (1906 - 1997) descubría Plutón.

Teniendo en cuenta que la órbita más externa es la de Plutón, y no la de Saturno, el diámetro del sistema solar no es de tres mil millones de kilómetros, sino de doce mil millones. Un rayo de luz, -capaz de recorrer una distancia igual al perímetro de la Tierra en 1/7 de segundo y de salvar el espacio entre ésta y la Luna en 1 1/4 de segundo- tardaría casi medio día en atravesar el sistema solar. En efecto, el cielo había retrocedido implacablemente desde los tiempos de Grecia.

De hecho no hay ninguna razon para suponer que Plutón constituye la frontera de los dominios del Sol, aunque esto tampoco significa que debamos postular la existencia de planetas aún más lejanos y desconocidos (a pesar de todo, es muy posible que existan algunos muy distantes y de tamaño relativamente pequeño). Se conocen ciertos cuerpos, fácilmente visibles en ocasiones, cuya distancia máxima excede sin duda alguna a la de Plutón.

Este hecho era conocido incluso antes de que el descubrimiento de Urano viniera a dilatar, por así decirlo, las fronteras de la porción estrictamente planetaria del sistema solar. El científico inglés Isaac Newton (1642 - 2727) consiguió formular en 1684 la ley de la gravitación universal. Esta ley explicaba la existencia del modelo kepleriano del sistema solar de un modo matemático directo y permitía calcular la órbita de un cuerpo alrededor del Sol aun en el caso de que aquél sólo fuera visible durante parte de dicha órbita.

Esto, a su vez, hacía posible el estudio de los cometas, cuerpos de luminosidad difusa que aparecían de vez en cuando en el cielo. Durante la antigüedad y los tiempos medievales, los astrónomos habían pensado que los cometas surgían a intervalos irregulares y siguiendo trayectorias que no se sujetaban a ninguna ley natural. Las gentes, por su parte, estaban convencidas de que el único fin de estos cuerpos era el de predecir algún desastre.

El tamaño del sistema solar I

2007-12-10T18:32:00.000+01:00

En tiempos recientes se ha descubierto un método de medida más perfecto que el del paralaje. Se trata de una técnica que consiste en emitir al espacio ondas de radio muy cortas ("microondas"), del tipo de las que se utilizan en radar; las ondas rebotan en el planeta -Venus, por ejemplo-, y vuelven a ser captadas y detectadas en la Tierra. Las microondas se desplazan a una velocidad que se conoce con gran exactitud; el lapso del tiempo transcurrido entre la emisión y la recepción también se puede medir con precisión. Así pues, se trata de una técnica que permite determinar, con mayor precisión que por el método del paralaje, la distancia de ida y vuelta recorrida por el haz de microorndas y, a partir de ella, la distancia de Venus en un momento dado.

En 1961 se recibieron microondas reflejadas por Venus. Utilizando los datos recogidos se calculó que la distancia media entre la Tierra y el Sol es de 149.570.000 kilómetros.

Haciendo uso del modelo kepleriano es posible calcular la distancia entre cualquier planeta y el Sol, o bien entre aquellos y la Tierra en un momento determinado. Sin embargo, resulta más convincente especificar la distancia al Sol, pues ésta no varía tanto ni de una forma tan compleja como la distancia a la Tierra.

Existen cuatro maneras de expresar las distancias, todas ellas de interés.

En primer lugar se pueden expresar en millones de millas. Esta unidad es muy corriente en Estados Unidos y en Gran Bretaña para medir grandes distancias.

En segundo lugar, se pueden dar en millones de kilómetros. El kilómetro es la unidad que se emplea corrientemente en los países civilizados (exceptuados los anglosajones) para medir grandes distancias y es utilizada también por los científicos de todo el mundo, incluidos los Estados Unidos y Gran Bretaña. Un kilómetro equivale a 1.093,6 yardas o 0.62137 millas. Equivale por tanto, con una precisión razonable a 5/8 de milla.

En tercer lugar, y con el fin de evitar los millones de millas o de kilómetros, se puede establecer que la distancia media de la Tierra al Sol valga una "unidad astronómica" (U. A. en abreviatura). De este modo, las distancias podrán expresarse en U. A., donde 1 U. A. es igual a 92.950.000 millas o 149.588.000 kilómetros. Para todos los efectos es suficientemente preciso decir 1 U. A. = 150.000.000 de kilómetros.

En cuarto lugar, la distancia se puede expresar en función del tiempo que tarda la luz (o una radiación similar, como las microondas) en recorrerla. La luz se mueve, en el vacío, a una velocidad de 299.792,5 kilómetros por segundo, valor que se puede redonder hasta 300.000 kilómetros por segundo sin que se cometa un error excesivo. Esta velocidad equivale a 186.282 millas por segundo.

Por consiguiente, podemos definir una distancia de aproximadamente 300.000 kilómetros como "1 segundo-luz" (la distancia recorrida por la luz en un segundo). Sesenta veces esa cantidad, o bien 18.000.000 de kilómetros es "1 minuto-luz" y sesenta veces ésta, o sea 1.080.000.000 kilómetros, es "1 hora-luz". El error que se comete tomando una hora-luz igual a mil millones de kilómetros no es demasiado grande.

Charles Messier

2007-12-10T13:48:00.000+01:00

El astrónomo francés Charles Messier creó a finales del siglo XVIII un catálogo con más de cien objetos que aún hoy siguen siendo el corazón de las observaciones de aficionado. Messier ubicó algunos de los mejores cúmulos, nebulosas y galaxias del cielo. La galaxia de Andrómeda, por ejemplo, se conoce como M 31.

Messier pretendía evitar el riesgo de confundir estos objetos con cometas, el verdadero objetivo de sus búsquedas. Hoy en día recordamos a Messier, más que por los cometas que descubrió, por aquel catálogo de objetos difusos que para él no eran sino estorbos.

A finales del siglo XIX, con el perfeccionamiento de los telescopios, la astronomía había suerado ya de sobra la lista rudimentaria de Messier y se conocían miles de objetos difusos. El astrónomo británico J. L. E. Dreyer compiló en 1888 la diversidad de listas existentes en un catálogo unificado, el New General Catalogue, o NGC. Junto con dos apéndices complementarios (los Index Catalogues, IC), el catálogo de Dreyer contiene más de 13.000 cúmulos, nebulosas y galaxias, muchos de ellos aptos para pequeños telescopios. Por ejemplo, M31 es también conocida como NGC 224.

Nombres en el cielo

2007-12-07T10:36:00.000+01:00

Al examinar una carta celeste se descubren lugares del cielo etiquetados con nombres sonoros (Betelgueuse, Aldebarán, Rigel) y designaciones técnicas extrañas (SAO 113271, M 42, NGC 4565). ¿De dónde vienen estos nombres? ¿Qué significan esos códigos?

Unas 250 de las 6000 estrellas perceptibles a simple vista poseen nombres propios. Algunos son de origen árabe, como Aldebarán (Aldebaran), que significa "el seguidor", por su posición en el cielo siguiendo el cúmulo de las Pléyades. Otros nombres son de origen griego y están vinculados a los mitos asociados a cada constelación. Por ejemplo Arturo (Arcturus) significa "el guardián de las osas" y se refiere a su cercanía a las constelaciones de las Osas Mayor y Menor (Ursa Major, Ursa Minor).

Sería difícil orientarse en el cielo si se emplearan solamente nombres, igual que ocurre en las grandes ciudades. El astrónomo alemán Johann Bayer ideó a principios del siglo XVII una nomenclatura estelar con letras griegas. Etiquetó como alfa la estrella más brillante de cada constelación, la segunda más brillante como beta, etc. Arturo, la estrella más brillante del Boyero (Bootes), se conoce también como alfa Bootis. (Por convención, em estas designaciones se usa el nombre latino de la constelación en caso genitivo, de modo que alfa Bootis significa "alfa del Boyero".)

Con sólo 24 letras en el alfabeto griego, las designaciones de Bayer se agotan pronto. El astrónomo inglés John Flamsteed decidió en el siglo XVIII asignar números a las estrellas de cada constelación en orden de oeste a este. Por eso Arturo recibe también la designación de 16 Bootis en el sistema de Flamsteed. Los catálogos modernos, como el del Smithsonian Astrophysical Observatory (SAO), o los catálogos Hipparcos (HIP), Tycho (TYC) y Hubble Guide Star Catalog (GSC), incluyen millones de estrellas numeradas.

Brillo absoluto

2007-11-25T13:46:00.000+01:00

¿Es el Sol realmente la estrella más brillante del cielo? Supongamos que colocáramos todas las estrellas a la misma distancia de nosotros y luego midiéramos sus brillos. Así se obtendría la denominada magnitud absoluta. A pesar de haber eliminado el efecto de la distancia, todavía veríamos que las estrellas difieren bastante entre sí en cuanto a brillo.

En astronomía se define la magnitud absoluta de una estrella como la magnitud aparente que mostraría si se la colocara a una distancia de 10 pársecs, o 23.6 años luz. El sol brillaría con una magnitud absoluta +4.8, casi 10 magnitudes (10.000 veces) más débil que la estrella supergigante Betelgueuse cuya magnitud absoluta es -5.0.

Régulo (Regulus), la estrella blancoazulada en el extremo inferior derecho de Leo, muestra el mismo brillo aparente que la estrella anaranjada Algieba, situada en diagonal por encima de ella. Pero Régulo se halla al doble de distancia que Algieba. Parecen iguales por la sencilla razón de que Régulo posee una magnitud absoluta mucho más brillante.

Medir el brillo de las estrellas

2007-11-25T13:35:00.000+01:00

El sistema para medir el brillo de las estrellas data del siglo II a.C. y se debe al astrónomo griego Hiparco, que clasificó las estrellas más brillantes perceptibles a simple vista como de 1ª magnitud, y las más débiles como de 6ª magnitud.

El sistema de magnitudes actual se ha ampliado a objetos más débiles y más brillantes, pero la regla sigue siendo la misma: cuanto más débil sea un objeto, mayor es su magnitud. Los astros muy brillantes tienen magnitudes negativas. El Sol refulge con magnitud -26.8. La estrella más brillante del cielo nocturno, Sirio (Sirius), luce con magnitud -1.4. Vega tiene magnitud 0. Las estrellas del Carro tienen magnitud en torno a 2, mientras que los objetos más débiles que pueden detectarse con los grandes telescopios poseen magnitudes en torno a +30. Una diferencia de 5 magnitudes implica una diferencia de 100 veces en brillo.

Paralaje III

2007-11-24T22:49:00.000+01:00

En 1835, el astrónomo alemán Johann Franz Encke (1791 - 1865) utilizó los datos relativos a los tránsitos de Venus para calcular la distancia del Sol, que resultó ser de 153.450.000 kilómetros. Esta cifra excedía un poco a la real pero sólo en algo más de tres millones de kilómetros.

La dificultad para obtener valores aún más exactos estribaba en que Venus y Marte aparecían en el ocular del telescopio como esferas diminutas, lo cual impedía fijar con precisión la posición del planeta. Venus era especialmente decepcionante en este aspecto, pues la espesa capa atmosférica que lo envuelve producía efectos ópticos que velaban ligeramente el momento exacto del contacto con el disco solar durante el tránsito.

Después sobrevino un acontecimiento inesperado. En 1801, el astrónomo italiano Giuseppe Piazzi (1746 - 1826) descubrió un pequeño planeta cuya órbita se hallaba entre Marte y Júpiter y lo bautizó con el nombre de Ceres. Este pequeño planeta resultó tener un diámetro algo inferior a 800 kilómetros. A medida que avanzó el siglo, se fueron descubriendo cientos de planetas aún menores, todos ellos girando entre las órbitas de Marte y Júpiter. Se trataba de los "asteroides". Más tarde, en 1898, el astrónomo alemán Karl Gustav Witt (1866 - 1946) descubrió Eros, un asteroide cuya trayectoria se alejaba de la "zona de los asteroides". Parte de su órbita pasaba por la de Marte, aproximándose bastante a la de la Tierra.

Estaba previsto que en 1931 Eros se acercaría a la Tierra a una distancia de unos 2/3la de Venus (que, de los grandes planetas, es el más cercano a la Tierra). Este acercamiento tan marcado significaba un paralaje nada común y fácilmente mensurable. Por otra parte, el tamaño de Eros es tan pequeño (se estima que su diámetro máximo es de unos 24 kilómetros), que no existía atmósfera alguna que pudiese difuminar sus contornos, con lo cual, y a pesar de su proximidad, el asteroide se observaría como un simple punto luminoso. De este modo podría determinarse su posición con gran exactitud.

Inmediatamente se organizó un vasto proyecto a escala internacional. Se estudiaron miles de fotografías, llegando por fin a la conclusión, a partir del paralaje y de la posición de Eros observados, que el Sol se encontraba a muy poco menos de 150.000.000 de kilómetros de la Tierra. Esta cifra es un promedio, pues nuestro planeta gira alrededor del Sol describiendo una elipse, no una circunferencia. La mínima distancia entre la Tierra y el Sol ("perihelio") es de 147.000.000 de kilómetros y la máxima ("afelio") de 152.200.000 kilómetros.

Paralaje II

2007-11-23T13:33:00.000+01:00

Por desgracia, las condiciones que prevalecían hacia el año 1600 no permitían emplazar los observatorios a una distancia suficiente entre sí; esto, junto con la enorme distancia a que se hallaban los planetas, determinaba un desplazamiento aparente contra el fondo estrellado demasiado pequeño para ser susceptible de medidas precisas.

Años más tarde, en 1608, llegó el invento (o reinvento) del telescopio, debido al científico italiano Galileo Galilei (1564 - 1642). Este instrumento permitió aumentar los pequeños desplazamientos propios del paralaje, de suerte que una distancia angular imposible de detectar a simple vista se convertía, gracias al telescopio, en otra fácilmente mensurable.

Los planetas más cercanos (y por consiguiente aquellos cuyos paralajes eran mayores) eran Venus y Marte. Venus, sin embargo, pasa tan próximo al Sol en su posición de máximo acercamiento a este astro que resulta imposible observarlo (excepto en casos muy raros, cruzándolo en "tránsito"). Así pues, el objetivo lógico para la determinación del paralaje más allá de la Luna era el planeta Marte.

En 1671 se realizó la primera medida telescópica de calidad de un paralaje planetario. Uno de los observadores era Jean Richer (1630 - 1696), astrónomo francés que estuvo al frente de una expedición científica a Cayenne, en la Guayana francesa. El otro era el astrónomo ítalo-francés Giovanni Domenico Cassini (1625 - 1712), que permaneció en París. Ambos observaron el planeta Marte con la máxima simultaneidad posible y anotaron su posición respecto a las estrellas más próximas. Basándose en la diferencia de posiciones observada y en la distancia conocida de Cayenne a París, fue posible calcular la distancia de Marte en el momento del experimento.

Una vez efectuada esta medida, se disponía ya de la escala del modelo de Kepler, permitiendo así calcular todas las demás distancias del sistema solar. Cassini calculó, por ejemplo, que la distancia entre el Sol y la Tierra era de 140.000.000 de kilómetros, más de nueve millones de kilómetros inferior a la cifra real, pero resultado de todos modos excelente para ser el primer intento. La cifra de Cassini puede considerarse como la primera determinación útil de las dimensiones del sistema solar.

Durante los dos siglos que siguieron a los tiempos de Cassini se realizaron medidas algo más exactas de los paralajes planetarios. Algunas de ellas se referían a Venus, planeta que, en ciertas ocasiones, pasa justamente entre la Tierra y el Sol, apareciendo como un pequeño cuerpo circular oscuro que cruza el disco brillante del Sol. Tales "tránsitos" se registraron, por ejemplo, en 1761 y 1769. Si el tránsitos se observan desde distintos observatorios, se comprueba que tanto el momento en que Venus parece establecer contacto con el disco solar, como el momento en que se separa de éste y el tiempo que dura el tránsito, difieren de un observatorio a otro. Conocidas estas diferencias y las distancias entre los distintos observatorios, es posible calcular el paralaje de Venus; a partir de él, la distancia de este planeta, y desde aquí, la distancia del Sol.

Paralaje I

2007-11-22T00:01:00.000+01:00

Para calcular la distancia de un cuerpo planetario antiguamente podía hacerso de un fenómeno conocido con el nombre de paralaje. Este fenómeno admite una ilustración muy simple, que consiste en colocar un dedo delante de los ojos contra un fondo que no sea uniforme. Manteniendo inmóviles la cabeza y el dedo y mirando alternativamente con un ojo y otro, se observa que la posición del dedo respecto al fondo varía. Acercando más el dedo a la cara las dos posiciones aparentes del dedo abarcarán una porción mayor del fondo.

Este efecto se debe a que entre los dos ojos existe una separación de varios centímetros, de modo que la línea imaginaria que une el dedo con uno de los ojos forma un ángulo apreciable con la que une el dedo con el otro. Si prolongamos ambas líneas hasta el fondo, resultarán sendos puntos que corresponden a las dos posiciones aparentes del dedo. Cuanto más próximo a los ojos coloquemos el dedo, mayor será el ángulo y mayor, por tanto, el desplazamiento aparente. Si los ojos estuvieran separados por una distancia mayor, aumentaría también el ángulo formado por las dos líneas, creando así un mayor desplazamiento aparente del dedo contra el fondo. (Por lo general, el fondo se encuentra tan alejado que un punto cualquiera sobre él forma con los dos ojos del observador un ángulo demasiado pequeño para poder medirlo. De ahí que el fondo pueda considerarse fijo.)

Este mismo principio cabe aplicarlo a un cuerpo celeste. Es cierto que la Luna se encuentra demasiado lejos para poder percibir alguna diferencia al mirar alternativamente con ambos ojos. Pero supongamos que observamos la Luna, contra el fondo estrellado del cielo, desde dos observatorios separados entre sí varios centenares de kilómetros. El primer observatorio verá que uno de los bordes de la Luna se halla a cierta distancia angular de una estrella concreta mientras que en ese mismo instante el segundo observatorio medirá entre el mismo borde y la misma estrella una distancia angular distinta.

Conocido el desplazamiento aparente de la Luna contra el fonde estrellado (suponiendo que las estrellas se hallan tan lejos que su posición permanece fija aunque varíe la situación del observatorio) y la distancia que media entre ambos observatorios, puede calcularse la distancia de la Luna con ayuda de la trigonometría.

Este experimento era perfectamente factible, pues el desplazamiento aparente de la Luna respecto a las estrellas al variar la posición del observador es bastante grande. Los astrónomos han normalizado dicho desplazamiento para el caso en que uno de los observadores vea la Luna en el horizonte y el otro justo encima de su cabeza. La base del triángulo es entonces igual al radio de la Tierra y el ángulo con vértice en la Luna es el "paralaje horizontal ecuatorial". Su valor observado es de 57,04 minutos de arco, o bien 0,95 grados de arco. Desplazamiento realmente apreciable, pues equivale a dos veces el diámetro aparente de la Luna llena. Se trata, por tanto, de una magnitud que se puede medir con suficiente precisión, permitiendo así obtener un buen valor para la distancia de la Luna. Esta distancia, calculada por la técnica del paralaje, concordaba bien con la cifra obtenida por ese antiguo método basado en la sombra proyectada por la Tierra durante un eclipse lunar.

Cómo medir el cielo

2007-11-21T23:43:00.002+01:00

Para encontrar una estrella o un planeta hay que saber estimar posiciones en el cielo, así como familiarizarse con la escala astronómica de brillos. Una vez hecho esto, los datos de un anuario astronómicos, como por ejemplo, "Júpiter 5º, al norte de la Luna brilla con magnitud -2.5", dejan de parecer una jerga y se convierten en información útil. Las manos ofrecen un método sencillo para medir distancias en el cielo. Si se extiende el brazo por completo, el pulgar de la mano abarca 2 grados, un puño 10 grados, y la mano abierta del todo cubre 25 grados.

Muchos se preguntarán cómo describir el tamaño del Carro o su situación. En astronomía se utilizan grados angulares. Un ángulo de 90 grados (90º) cubre la distancia entre el horizonte y el cenit, que es el punto situado arriba en la vertical. Un ángulo de 45º nos lleva a media altura en el cielo. Si se abre la mano del todo con el brazo extendido, la distancia entre las puntas de los dedos meñique y pulgar cubre unos 25º. Este es también el tamaño del Carro, y sólo un poco menos de la distancia que media entre la estrella Polar y las dos estrellas del Carro que apuntan hacia ella.

El puño, con el brazo extendido, tiene 10 grados de anchura, mientras que el grosor del dedo pulgarcorresponde a unos 2 grados. Mucha gente piensa que la Luna tiene más o menos la anchura del pulgar, pero si se hace la prueba se constata que la Luna mide sólo medio grado, o 30 minutos de arco (30'). El ángulo más pequeño que se puede llegar a discernir (o resolver, en la terminología astronómica) a simple vista mide alrededor de un minuto de arco, o 60 segundos de arco (60''). El objeto más pequeño que puede resolverse con telescopios portátiles mide aproximadamente 1 segundo de arco (1'').

Nuestra costumbre de dividir la circunferencia en 360 grados la instauraron los babilonios en el tercer milenio a.C. Aquel pueblo usaba un sistema de numeración basado en el número 60, no en el 10, y veían en la circunferencia el símbolo del movimiento anual del Sol, que dura unos 360 días. Para ello era natural dividir el círculo en 360 grados, con cada grado dividido a su vez en 60 minutos. Seguimos usando el símbolo babilonio para el Sol (un pequeño círculo) como abreviatura de grado. El mismo principio se aplicó al concepto de día. Los babilonios lo dividían en 12 intervalos de una hora, cada uno de los cuales constaba de 60 minutos.

Cómo orientarse: el norte y el sur

2007-11-20T18:37:00.000+01:00

El primer paso en cualquier paseo por las estrellas debe consistir en orientarse. Para interpretar las cartas celestes hay que saber dónde caen el norte y el sur. Los telescopios con montura ecuatorial deben alinearse con el polo celeste para que sigan correctamente las estrellas. En el hemisferio boreal basta buscar la estrella Polar (Polaris). La Polar no es el astro más refulgente del cielo, pero sí es la estrella brillante más cercana al polo norte celeste y, por tanto, marca la dirección del norte verdadero. El hemisferio austral carece de una estrella equivalente a la Polar, pero puede identificarse el rumbo sur si se usa la Cruz del Sur (Crux), que señala hacia el polo sur celeste.

En el hemisferio boreal hay que localizar el Carro de la Osa Mayor (Ursa Major). Después se traza la línea que une las dos estrellas del Carro más alejadas de la "lanza" (o "cola" de la osa). Al prolongar esa línea se llega a la estrella Polar (Polaris), junto al polo norte celeste.

En el hemisferio austral hay que localizar la Cruz del Sur (Crux), cuyo travesaño mayor apunta hacia el polo sur celeste, en una región vacía cercana a la estrella débil sigma Octantis. El polo cae a medio camino entre la Cruz del Sur y la brillante estrella Achernar, y forma un triángulo rectángulo con un astro aún más brillante, Canopo (Canopus). Una línea perpendicular a la que une alfa y beta Centauri también señalaría hacia el polo.

Los movimientos de las estrellas

2007-11-19T15:28:00.000+01:00

Del mismo modo que la rotación de la Tierra desplaza el Sol a través del cielo cada día de este a oeste, también las estrellas que se ven de noche siguen ese mismo movimiento que las hace girar siempre alrededor del polo celeste. Además, a medida que la Tierra orbita en torno al Sol a lo largo del año, las constelaciones cambian con las estaciones.

La Tierra gira y, mientras lo hace, las estrellas salen por el horizonte oriental y se ponen en el occidental. Por ejemplo, en una tarde de diciembre podemos ver Orión alzándose por el este. Pero a medianoche está ya alto en el cielo, y lo vemos esconderse hacia poniente ya cerca del alba.

El cielo parece rotar alrededor de los dos polos celestes a medida que la Tierra gira. El movimiento concreto de las estrellas respecto del horizonte local depende del lugar de la Tierra desde el que se observe.

Si se observa desde un témpano de hielo en el polo norte, el polo norte celeste cae justo encima de la cabeza. El cielo gira alrededor de ese punto mientras la Tierra rota. Todas las estrellas trazan circunferencias paralelas al horizonte, sin salir ni ponerse. Desde el ecuador se observa el ecuador celeste que pasa por encima de la cabeza, en tanto que los dos polos celestes yacen el horizonte, uno al norte y otro al sur. El cielo rueda alrededor de esos dos puntos del horizonte y levanta las estrellas en vertical hacia el este, y las hace bajar rectas hacia el norte.

Entre ambos extremos, en las latitudes medias boreales, la esfera celeste se muestra inclinada. El polo norte celeste aparece a media altura en el cielo y las estrellas trazan círculos centrados en este punto estacionario. Desde la misma latitud pero en el hemisferio austral, las estrellas siguen moviéndose de este a oeste pero parecen girar alrededor del polo sur celeste, visible también a media altura.

El lado nocturno de la Tierra está orientado hacia partes diferentes del firmamento en las distintas posiciones que ocupan el planeta a medida que gira alrededor del Sol. Podemos compararlo con un gran tiovivo que nos arrastrara y nos ofreciera así, en cada momento, vistas distintas de un panorama lejano. En junio miramos hacia Sagitario, mientras que Orión se halla en dirección contraria, cerca del Sol y, por tanto, visible sólo de día. Seis meses más tarde, en diciembre, la cara nocturna de la Tierra mira hacia Orión, mientras que el Sol aparece en la dirección de Sagitario.

Unir los puntos

2007-11-08T13:51:00.001+01:00

Las constelaciones no son más que figuras que trazamos en el cielo por pura conveniencia, enlazando una estrella con otra como un dibujo. Con escasas excepciones, las estrellas que forman una constelación no guardan relación entre sí en el espacio. Por ejemplo, Betelgueuse (la estrella que ocupa el hombro oriental de Orión) dista 427 años luz de la Tierra, mientras que Bellátrix (Bellatrix, el hombro occidental), está a medio camino, 243 años luz. Las estrellas del cinturón de Orión lucen a distancias de entre 800 y 900 años luz.

Si pudiéramos viajar hasta alejarnos cientos de años luz de la Tierra y contemplar las estrellas de Orión desde otro lugar de la Galaxia, no veríamos nada parecido a la figura humana que distinguimos desde la Tierra. Los extraterrestres de otros planetas verían figuras estelares muy distintas, aunque sus constelaciones incluyeran muchas de las estrellas que vemos desde aquí.

Constelaciones viejas y nuevas

2007-11-08T13:19:00.000+01:00

El astrónomo griego Tolomeo enumeró, en el siglo II de nuestra era, un total de 48 constelaciones de fronteras difusas. Hoy dividimos el cielo en 88 constelaciones con límites precisos que siguen en zigzag la demarcación acordada oficialmente en 1930. Aunque las fronteras sean modernas, muchas constelaciones son tan antiguas como la misma civilización. Los antiguos sumerios, por ejemplo, ya representaban un león en la región del cielo donde aún vemos Leo, y un toro donde dibujamos ahora Tauro.

Otras constelaciones datan de los siglos XVII y XVIII. Algunas se introdujeron para cartografiar el cielo austral, desconocido para la astronomía europea antes de la era exploradora que se inició en el siglo XVI. Por ejemplo, la Cruz del Sur (Crux) la definió como constelación por primera vez Andrea Corsali, quien navegó a los trópicos con una expedición portuguesa en 1515.

Las constelaciones, países celestes

2007-11-08T11:40:00.000+01:00

Podemos identificar cualquier lugar de la Tierra dando su posición en términos de longitud y latitud. Pero resulta más fácil imaginar la ubicación de una ciuad si la consideramos situada en un país concreto. Lo mismo ocurre con el cielo. La brillante estrella Betelgueuse o Betelgeuse tiene por coordenadas celestes 5 h 55.2 m de ascensión recta y +7º24' de declinación, pero ¿cómo recordarlo? En vez de recurrir a las coordenadas, decimos que Betelgueuse brilla en la constelación de Orión, el cazador.

Aprender a localizar alrededor de una docena de las constelaciones más brillantes supone una gran ayuda a la hora de orientarse en el cielo nocturno. De este modo, las estrellas dejan de parecer un caos de puntos inconexos y empiezan a organizarse en figuras conocidas.

Declinación y ascensión recta

2007-11-08T10:52:00.001+01:00

Dibujemos en la esfera celeste líneas concéntricas paralelas al ecuador, centradas en los polos como los círculos de una diana. Al igual que las líneas de latitud en la Tierra, estos paralelos de declinación miden cuánto dista del ecuador, hace el norte o hacia el sur, cada lugar del cielo. Una estrella en el ecuador celeste tiene una declinación de 0 grados. Una estrella en el polo norte celeste tiene +90 grados de declinación, mientras que a una estrella a medio camino entre el ecuador y el polo le corresponden +45 grados. Un grado de declinación (º) contiene 60 minutos de arco (') y cada minuto de arco, a su vez, contiene 60 segundos de arco ('').

Tracemos ahora líneas en dirección norte-sur, de polo a polo. Igual que la longitud de la Tierra, estas líneas de ascensión recta miden la posición de las estrellas hacia el este o el oeste. El equivalente astronómico del meridiano terrestre de Greenwich, de longitud 0 grados, es el punto del ecuador celeste donde se halla el Sol cada año en el instante del equinoccio de marzo. La línea de ascensión recta que corta el ecuador celeste en ese punto tiene, por definición, 0 horas de ascensión recta.

El cielo está dividido en 24 horas (h) de ascensión recta, y cada una de ellas consta de 60 minutos de tiempo (m). Las horas crecen desde el oeste hacia el este.

La esfera celeste

2007-11-06T19:10:00.000+01:00

Las posiciones de las estrellas y otros cuerpos celestes se determinan mediante un sistema de coordenadas dibujado a modo de rejilla sobre una esfera celeste imaginaria. La declinación y la ascensión recta se emplean del mismo modo que la latitud y la longitud terrestres. Como la Tierra, el cielo tiene un ecuador y dos polos. La eclíptica, un rasgo exclusivo del cielo, marca el recorrido aparente del Sol. La flecha roja señala el movimiento diurno aparente de la esfera hacia el oeste.

Aunque sabemos que la Tierra se mueve, en ocasiones resulta conveniente representar los cielos al modo de los antiguos, como si consistieran en una esfera cristalina que gira sobre nuestras cabezas, con los objetos astronómicos "pegados" en su superficie interna. La astronomía organiza esta esfera mediante una rejilla de coordenadas.

Imaginemos que atravesamos la Tierra, como si se tratara de un pollo asado, con un asta que entre por el polo sur del planeta, pase por el centro y surja por el polo norte. Prolonguemos mentalmente el asta en ambas direcciones de manera que se adentre en el espacio. En algún momento tocará nuestra esfera cristalina en dos puntos llamados polos celestes norte y sur. La esfera celeste entera parece girar alrededor de estos dos polos a medida que rota la Tierra.

Si expandimos ahora la línea del ecuador terrestre, como si fuera una cinta elástica gigante, acabará chocando con la esfera cristalina y trazando sobre ella el ecuador celeste, una línea imaginaria que secciona el cielo por la mitad en los hemisferios celestes boreal y austral, del mismo modo que el ecuador de la Tierra la divide a medio camino entre los polos.

La Luna en cuarto menguante

2007-11-06T14:30:00.000+01:00

1 Albategnius
2 Alphonsus
3 Archimedes
4 Aristarchus
5 Clavius
6 Copernicus
7 Eratosthenes
8 Gassendi
9 Grimaldi
10 Hipparchus
11 Kepler
12 Mare Cognitum
13 Mare Frigoris
14 Mare Humorum
15 Mare Imbrium
16 Mare Nubium
17 Mare Vaporum
18 Montes Alpes
19 Montes Apenninus
20 Oceanus Procellarum
21 Plato
22 Ptolemaeus
23 Rupes Recta
24 Sinus Iridum
25 Tycho
26 Alunizaje de Apollo XII
27 Alunizaje de Apollo XIV
28 Alunizaje de Apollo XV

El hemisferio occidental de la Luna contiene Oceanus Procellarum, una gran extensión inundada de lava que conecta varios mares lunares. El cercano cráter de impacto Copernicus es el más destacado de toda la Luna. Tiene 93 kilómetros de diámetro y presenta barrancos en las murallas externas, terrazas hundidas en el interior y múltiples picos centrales formados por material procedente del subsuelo lunar. Copernicus está rodeado de un sistema de rayos formados por rocas esparcidas durante la formación del cráter hace unos 800 millones de años.

Al norte de Copernicus se encuentra Mare Imbrium, de 1160 km. El impacto que formó la cuenca Imbrium marcó gran parte del disco lunar, hace 3840 millones de caños. La lava que rellenó la cuencia es cientos de millones de años más reciente. La impresionante cordillera de los Apeninos lunares bordea parte de Mare Imbrium con montañas de más de 5000 m de altura. El Apollo XV aterrizó al pie de estas montañas en 1971.

Los Montes Alpes, cortados por el valle de los Alpes, contienen el cráter Plato, de 101 km, con el interior inundado de lava. Al oeste se divisa Sinus Iridum, un cráter de impacto de 260 km que perdió parte de sus murallas cuando las coladas de lava rellenaron la cuenca Imbrium.

Mare Humorum recuerda en parte a Mare Nectaris y posee cráteres parcialmente destruidos. El mejor rasgo que contiene en sus 425 km de diámetro es Gassendi, un cráter de 119 km inundado de lava y con el fondo surcado de fracturas. Las tierras altas del sur contienen Tycho, de 85 km, centro del mayor sistema de rayos de toda la Luna.

La Luna en cuarto creciente

2007-11-04T11:24:00.000+01:00

1 Albatehnius
2 Aristóteles
3 Atlas
4 Endymion
5 Hércules
6 Hipparchus
7 Langrenus
8 Mare Crisium
9 Mare Fecunditatis
10 Mare Frigoris
11 Mare Nectaris
12 Mare Serenitatis
13 Mare Smythii
14 Mare Tranquilitatis
15 Mare Vaporum
16 Maurolycus
17 Montes Caucasus
18 Montes Taurus
19 Posidonius
20 Rupes Altai
21 Cresta Serpentina
22 Theophilus
23 Werner
24 Alunizaje de Apollo XI
25 Alunizaje de Apollo XVI
26 Alunizaje de Apollo XVII

El hemisferio oriental de la Luna contiene algunas cuencas de impacto rellenas de lava. Entre ellas se encuentra Mare Nectaris, una cuenca inundada sólo en parte y que aún muestra porciones de su borde elevado, la escarpadura Altai (Rupes Altai): los accidentes alcanzados por la lava muestran un aspecto suavizado y fundido. Mare Nectaris, de 860 km, yace al borde de las tierras altas, un tipo de terreno antiguo que cubre también la práctica totalidad de la cara oculta. Las tierras altas están tan craterizadas que cualquier impacto nuevo destruiría cráteres preexistentes.

Mare Serenitatis, de 920 km, es otra cuenca de impacto, pero en este caso se halla totalmente rellena de lava. La atraviesa la creata Serpentina, la mayor cresta arrugada de la Luna. Mide entre 100 y 200 m de latura y se formó cuando el peso de la lava deformó el fondo de la cuenca. La lava que inundó Serenitatis muestra colores diferentes, lo cual revela que surgió de varias erupciones distintas. El trazo claro que atraviesa el mar es un rayo procedente del cráter Tycho, situado cientos de kilómetros al suroeste.

Mare Crisium, de 740 km, parece alargado en sentido norte-sur debido a la perspectiva, pero en realidad está deformado de este a oeste. Esta cuenca de impacto aparece repleta de lava, si bien hay restos de una de sus murallas exteriores que demuestra que la cuenca Crisium tuvo el doble de tamaño recién formada.

El primer alunizaje (Apollo XI, 1969) se efectuó en Mare Tranqulitatis, mientras que el último (Apollo XVII, 1972) tuvo lugar en los Montes Taurus, en la costa sudeste de Serenitatis. Por desgracia, los módulos de alunizaje, banderas y huellas de las misiones Apollo son demasiado pequeños como para verlos desde la Tierra.

Observación de la Luna

2007-10-30T11:38:00.000+01:00

Con telescopio o prismáticos, conviene observar los detalles de la Luna cuando se encuentran cercanos a la frontera entre la zona iluminada y la oscura, lo que se llama el terminador. En estas condiciones, los rayos solares inciden sobre el suelo lunar con un ángulo oblicuo, y los accidentes como cráteres, domos y montes destacan con el máximo relieve. La Luna llena, que recibe la luz solar, debe aprovecharse para seguir los rayos brillantes y examinar los diversos tonos que muestran las diferentes coladas de lava en los mares oscuros (llamados así porque los astrónomos antiguos los confundieron con cuencas oceánicas desecadas y los denominaron con la palabra latina para mar: mare).

Se usen prismáticos o telescopio, conviene asegurarse de que la óptica está sostenida con firmeza, porque los telescopios que bailan y tiemblan no muestran los detalles con claridad. El nivel de turbulencia atmosférica determina lo que puede llegar a verse. Por lo tanto, no hay que observar de manera que la visual pase por encima de tejados o aparcamientos, porque el aire caliente ascendente perturbaría la visión.

Hay que empezar con los mínimos aumentos disponibles para incrementarlos luego a medida que vayan llamando la atención unos detalles u otros. Si la imagen se torna inestable deberán reducirse los aumentos hasta que los detalles vuelvan a mostrarse bien definidos.

Observar la Luna llena completa resulta casi doloroso debido al intenso brillo de su disco, y algunos observadores telescópicos usan filtros grises para reducir el resplandor.

Eclipses de Luna

2007-10-26T18:27:00.000+02:00

El Sol, la Tierra y la Luna se alinean en este orden, con la Tierra en medio, por lo menos dos veces cada año. En esa configuración, la Luna atraviesa la sombra de nuestro planeta y se produce un eclipse lunar.

Se habla de un eclipse penumbral cuando la Luna llega a atravesar tan sólo las regiones más externas de la sombra terrestre, de manera que apenas se oscurece, y lo hace tan poco que cuesta percibir que está sucediendo un eclipse. Si la Luna se limita a rozar la región central oscura de la sombra terrestre, la umbra, entonces sucede un eclipse parcial y a la brillante Luna llena parece faltarle un mordisco.

Cada 17 meses, de promedio, la Luna llena se zumbulle por completo en la umbra de nuestro planeta. La única luz solar que alcanza la Luna durante la fase de totalidad es un resplandor rojizo que se filtra a través de la atmósfera terrestre. Durante unas dos horas, la Luna llena eclipsada se torna de un rojo intenso. Los eclipses lunares son visibles desde todo el hemisferio terrestre que mira hacia la Luna, lo cual permite a la mitad del planeta asistir al espectáculo.

La observación a simple vista resulta muy sencilla, y el empleo de un telescopio o prismáticos permite seguir el borde de la sombra a medida que cubre los cráteres. También se puede colocar un cámara sobre un trípode y retratar el paisaje bajo la luz de una Luna rojiza y misteriosa. Algunos fotógrafos acoplan la cámara a un telescopio que sigue las estrellas y efectúan exposiciones múltiples. Así se capta la Luna a medida que cruza la sombra terrestre.

El Sol III

2007-10-24T12:46:00.000+02:00

El sistema heliocéntrico suministró resultados algo más precisos y simplificó el aparato matemático, pero tampoco era un modelo exacto: Copérnico seguía concibiendo las órbitas planetarias como combinaciones de circunferencias perfectas, concepción que resultó ser totalmente inadecuada.

En 1609 se estableció por fin un modelo exacto. Habiendo estudiado las excelentes observaciones que sobre la posición del planeta Marte realizara su antiguo mentor, el astrónomo danés Tycho Brahe (1546 - 1601), Johannes Kepler (1571 - 1630), astrónomo alemán, decidió por último que la única figura geométrica que podía concordar con las observaciones era la elipse. Kepler demostró que el Sol ocupaba uno de los focos de la órbita elíptica de Marte.

Más tarde se comprobó que esta misma afirmación era válida para todos los planetas que giraban alrededor de la Tierra, así como para la Luna en sus evoluciones alrededor de ésta. En todos estos casos la órbita era una elipse y el cuerpo central ocupaba siempre uno de los focos de la misma.

En 1619 Kepler descubrió que la distancia media entre cualquier planeta y el Sol guardaba una relación matemáticamente muy simple con el tiempo que el planeta invertía en describir una vuelta completa alrededor del Sol. Medir los tiempos de revolución no presentaba grandes problemas y, comparándolos entre sí, tampoco resultaba difícil calcular la distancia relativa de los diferentes planetas.

En resumen, se podía trazar un modelo muy preciso del sistema solar, especificando con exactitud la proporción entre las distintas órbitas. Sin embargo, existía un inconveniente; comparando los tiempos de revolución lo único que podía decirse era que un planeta dado se hallaba, por ejemplo, dos veces más alejado del Sol que otro, pero era imposible especificar a qué distancia exacta del Sol se hallaba uno u otro planeta. Existía el modelo, pero faltaba la escala sobre la que estaba construido. Pese a ello, el modelo dio una idea del tamaño del sistema solar: ahora se sabía que Saturno, el planeta más lejano de los que conocían los griegos (o Kepler), se hallaba a una distancia del Sol aproximadamente diez veces superior a la de la Tierra.

Ahora bien, en el momento en que se lograse determinar la distancia entre la Tierra y un planeta cualquiera, la escala quedaría fijada y podría calcularse la distancia de todos los planetas. El problema estribaba, pues, en determinar correctamente una distancia planetaria.

El Sol II

2007-10-24T00:29:00.000+02:00

Los cimientos para la construcción de un nuevo modelo de los cielos fueron obra del astrónomo polaco Nicolás Copérnico (1473 - 1543), quien en un libro publicado en 1543, el mismo día de su muerte, sugirió que era el Sol, y no la Tierra, lo que constituía el centro del Universo. De acuerdo con su teoría, el sistema planetario era de hecho un sistema solar.

En realidad, esta idea había sido sugerida ya por Aristarco diecinueve siglos atrás, pero en aquel tiempo había resultado una concepción radical, demasiado radical para poder aceptarla. De acuerdo con el sistema heliocéntrico (helios significa sol en griego), la Tierra y los demás planetas girarían en torno al Sol y la ingente masa de materia sólida sobre la que pisa el hombre volaría a través del espacio sin que nos percatáramos de ello. De este modo, los planetas no serían siete, sino seis: Mercurio, Venus, Marte, Júpiter, Saturno y la Tierra. El Sol no figuraría ya entre los planetas, sino que constituiría el centro inmóvil. Por otro lado, la Luna tampoco sería un planeta en pie de igualdad con el resto, ya que ésta, aunque el sistema fuera heliocéntrico, no giraría alrededor del Sol, sino de la Tierra. Los cuerpos que rotaban alrededor de un planeta recibieron el nombre de satélites, y entre éstos figuraba precisamente la Luna.

El sistema copernicano comenzó a abrirse paso poco a poco en la mente de los astrónomos, pues por aquel entonces se había comprobado ya que la visión geocéntrica del universo presentaba numerosos defectos. Las matemáticas que requería el viejo sistema para calcular las posiciones de los planetas eran tediosas y proporcionaban resultados que no concordaban con las minuciosas observaciones realizadas por las nuevas generaciones de astrónomos pertenecientes a la primera época de los tiempos modernos.

El Sol I

2007-10-23T18:27:00.000+02:00

Durante los 1.800 años que siguieron a la época de Hiparco, los conocimientos del hombre sobre las dimensiones del Universo no progresaron. Parecía imposible calcular la distancia de cualquiera de los planetas, exceptuando la Luna, y si bien es cierto que se hicieron diversas especulaciones en torno a la distancia del Sol, ninguna de ellas poseía valor alguno.

Una de las razones que explican esta falta de progreso después de los tiempos de Hiparco es que los griegos habían desarrollado un modelo del sistema planetario cuyas aplicaciones eran bastante limitadas. Tanto Hiparco como los astrónomos que vinieron después que él consideraban la Tierra como el centro del Universo. La Luna y el resto de los planetas giraban (de un modo bastante complicado) alrededor de la Tierra; más allá de aquéllos giraba también la bóveda de las estrellas alrededor de nuestro planeta. Los detalles de este sistema quedaron registrados para la posteridad en las obras de otro astrónomo, Claudio Ptolomeo, que vivió en Egipto y escribió hacia el año 130 d.C. El sistema geocéntrico (Tierra en el centro) se denomina a menudo sistema ptolemaico en honor suyo.

Tal sistema permitió a los astrónomos calcular los movimientos aparentes de los planetas respecto al fondo de las estrellas con una precisión suficiente para las necesidades de aquel tiempo. Pero esta precisión no bastaba para calcular distancias más allá de la Luna.

Observación del Sol

2007-10-23T15:44:00.000+02:00

Siempre que se observe el Sol hay que utilizar una protección adecuada. De otro modo, la luz no filtrada podría cegarnos en fracciones de sgundo. Para observar el Sol con seguridad conviene emplear un filtro que se ajuste a la abertura frontal del telescopio (los filtros solares que se acoplan al ocular no son seguros y, por tanto, deben descartarse). No hay que olvidar cubrir el buscador para evitar quemar algo o a alguien por accidente. La pantalla de protección solar constituye una alternativa a los filtros.

La superficie solar, o fotosfera, muestra muchos rasgos al telescopio. Con grandes aumentos presenta un aspecto granulado, como si fuera harina de avena. Los gránulos son células de gas caliente en ascenso y los menores miden 1.000 km. Las zonas brillantes amplias denominadas fáculas se observan mejor cerca del limbo solar, el cual siempre parece algo más oscuro que el resto del disco.

Sin embargo, los rasgos principales los constituyen las manchas solares. Se trata de lugares donde el ampo magnético solar se retuerce lo suficiente como para bloquear el flujo normal de calor. Por tanto, las manchas son zonas más frías y, en consecuencia, más oscuras. En ocasiones poco frecuentes las manchas solares se hacen tan grandes que llegan a apreciarse a simple vista (hay que usar un filtro solar de todas formas). Las manchas solares están fuertemente magnetizadas y surgen y se desvanecen siguiendo un ciclo de 11 años. El último registro máximo de manchas solares ocurrió en 2000 - 2001.

A veces la actividad magnética provoca erupciones conocidas como fulguraciones, que lanzan al espacio multitud de partículas cargadas. Las fulguraciones

más potentes perturban la ionosfera terrestre e inducen tormentas magnéticas y auroras polares.

La corona, la atmósfera exterior del Sol, posee una temperatura de millones de grados, pero es tan tenue que sólo puede observarse durante los eclipses solares totales.

Los filtros solares normales permiten ver el Sol habitual en luz blanca. Para captar más detalles de la actividad solar, algunos observadores compran filtros especiales que aíslan la luz de bandas estrechas de longitud de onda, normalmente la banda hidrógeno-alga (656.3 nm). Tales filtros revelan protuberancias y otros detalles superficiales.

Eclipses de Sol

2007-10-23T13:37:00.000+02:00

Al menos cuatro veces al año se produce un eclipse visible desde algún lugar de la Tierra, bien al interponerse la Luna entre el Sol y nosotros, o bien al situarse nuestro planeta entr el Sol y la Luna.

Una de las mayores coincidencias de la naturaleza consiste en que el Sol tiene 400 veces el tamaño de la Luna, pero se encuentra 400 veces más lejos. En consecuencia, ambos objetos muestran el mismo tamaño aparente en el cielo y eso permite que la Luna cubra justamente el disco del Sol durante los eclipses totales.

Todos los meses, cuando pasa por la fase nueva, la Luna cruza entre la Tierra y el Sol. La inclinación de la órbita lunar hace que casi siempre pase un poco por encima o por debajo del disco solar, de manera que nuestro satélite no llega a eclipsar el Sol. Pero hay al menos dos temporadas cada año en las que la órbita inclinada de la Luna cruza la posición en la que se halla el Sol a la vez que nuestro satélite alcanza la fase nueva. Los tres cuerpos quedan alineados, con la Luna en medio, y se produce un eclipse de Sol.

El eclipse puede ser parcial si la Luna cubre solamente una porción de Sol. Otra posibilidad consiste en que se produzca un eclipse anular: si la Luna se halla en el punto más distante de su órbita elíptica, su disco no alcanzará el tamaño necesario para cubrir todo el Sol, que sobresaldrá como un anillo de luz alrededor del disco lunar.
Los eclipses más espectaculares ocurren cuando la Luna llega a cubrir por completo el disco brillante del Sol. La umbra de la sombra lunar, que normalmente no mide más de 240 km, se proyecta sobre la Tierra y barre el planeta a lo largo de un camino que mide varios miles de kilómetros. Las personas que se encuentran dentro de esa trayectoria presencian un eclipse total, un suceso sobrecogedor pero que dura tan sólo unos minutos.

De promedio, los eclipses solares totales se producen una vez cada 19 meses.

La observación de eclipses solares se parece bastante a la observación normal del Sol. Durante un eclipse parcial (o en las fases parciales de un eclipse total) hay que usar un filtro o una pantalla de proyección para proteger tanto los ojos como el telescopio. Así puede verse el limbo lunar a medida que avanza sobre el Sol y se va tragando las manchas. Hay que resistir la tentación de mirar hacia el Sol con los ojos desprotegidos cuando disminuye la iluminación. Si un eclipse es total, sólo pueden retirarse los filtros y observar con seguridad cuando el Sol esté cubierto del todo.

Cuando comienza la fase total, los últimos rayos del Sol se cuelan por los valles del limbo lunar y provocan un fenómeno conocido como perlas de Baily. El disco lunar queda rodeado por un halo tenue de luz perlada, la corona, la atmósfera exterior del Sol, extremadamente caliente pero demasiado débil para observarla si no es durante un eclipse total. Los telescopios muestran además las protuberancias que sobresalen tras el disco lunar. La totalidad termina con una explosión brusca de luz, así que hay que tener el filtro solar a mano.

La Luna III

2007-10-23T11:27:00.000+02:00

Este método fue mejorado y refinado, poco más de un siglo más tarde, por Hiparco de Nicea (190 - 120 a.C.), otro astrónomo griego y quizá el más notable de la antigüedad.

Hiparco llegó a la conclusión de que la distancia entre la Luna y la Tierra equivalía aproximadamente a treinta veces el diámetro de ésta. Aceptando la cifra de Eratóstenes para el diámetro de la Tierra (12.800 kilómetros), la distancia de la Luna resultaba ser de 384.000 kilómetros.

Esta cifra es excelente si tenemos en cuenta el estado en que se encontraba el arte de la astronomía en aquellos tiempo. La cifra más exacta de que disponemos en la actualidad para la distancia media entre los centros de la Luna y la Tierra es de 384.317,2 kilómetros. Decimos la distancia media porque la Luna no describe un círculo perfecto alrededor de la Tierra, sino que en algunos puntos se acerca (perigeo) es de 356.334 kilómetros y la máxima a que se aleja (apogeo) es de 406.610 kilómetros.

Conociendo esta distancia, puede calcularse el diámetro de la Luna a partir de su tamaño aparente. Dicho diámetro resulta ser de 3.480 kilómetros, con una circunferencia, por tanto, de 10.900 kilómetros. Notablemente menor que la Tierra, pero de un tamaño todavía respetable.

Una vez determinada la distancia a la Luna, quedó refutada irremisiblemente la idea de que el cielo quizá se hallara bastante cerca de la esfera terrestre, pues incluso medida por los patrones griegos dicha distancia resultaba tremenda. El cuerpo celeste más cercano, la Luna, se encontraba a más de un tercio de millón de kilómetros. Los demás planetas tenían que estar más lejos, quizá mucho más lejos.
Aristarco descubrió que cuando la Luna se encontraba "exactamente el primer cuarto (o en el último)", ella misma, el Sol y la Tierra ocupaban los vértices de un triángulo rectángulo. Midiendo el ángulo que separa a la Luna del Sol (vistos ambos desde la Tierra) y utilizando conocimientos elementales de trigonometría, podía calcularse el cociente entre las distancias a la Luna y al Sol. Así pues, conocida la distancia a la Luna era posible calcular la del Sol.

Por desgracia para Aristarco, la medición de ángulos en el espacio sin disponer de buenos instrumentos es una operación bastante difícil, como tampoco es fácil determinar el momento exacto en que la Luna se halla en el primer cuarto. La teoría con que trabajó este astrónomo era matemáticamente perfecta; las medidas, en cambio, tenían un pequeño error, suficiente para proporcionar unos resultados de todo punto imprecisos. Aristarco llegó a la conclusión de que la distancia del Sol era veinte veces la de la Luna. Si la Luna se hallaba a 384.000 kilómetros de la Tierra, el Sol debía encontrarse a poco menos de 8.000.000 de kilómetros, estimación que queda muy por debajo de la realidad (pero que constituía una prueba más de la inesperada magnitud del Universo).

Así pues, podemos decir que hacia 150 a.C., y tras cuatro siglos de astronomía minuciosa, los griegos habían logrado determinar con cierta exactitud la forma y dimensiones de la Tierra y la distancia a la Luna, pero sin conseguir demostrar mucho más. Concluyeron que el Universo era una esfera gigantesca de varios millones de kilómetros de diámetro como mínimo, en cuyo centro colocaron un sistema Tierra-Luna con unas dimensiones que seguimos aceptando hoy día.

La Luna II

2007-10-23T10:47:00.000+02:00

Un fenómeno que hubo de ser observado desde los tiempos prehistóricos es que existen ciertos cuerpos celestes ue se mueven con respecto a las estrellas: en un momento dado se encuentran próximos a una estrella determinada, mientras que en una ocasión posterior se hallan cerca de otra distinta. Estos cuerpos no podían estar adosados a la bóveda del cielo, sino que debían hallarse entre ésta y la Tierra.

Los antiguos conocían siete de estos cuerpos, cuyos nombres son (en la forma que hoy los conocemos), por orden de brillo, los siguientes: el Sol, la Luna, Venus, Júpiter, Marte, Saturno y Mercurio. Los griegos llamaron a estos siete cuerpos planetes (errantes), debido a que erraban entre las estrellas. Esta palabra ha llegado hasta nosotros en la forma planetas.

En algunos casos era posible especular sobre qué planetas se encontraban más cerca o más lejos de la Tierra. La Luna, por ejemplo, pasaba por delante del Sol en cada eclipse solar; por tanto, la Luna debía encontrarse más próxima a la superficie de la Tierra que el Sol.

En otros casos, los antiguos se basaron en las velocidades relatias de los movimientos planetarios respecto a las estrellas. La experiencia nos enseña que cuanto más próximo se encuentra al observador un objeto en movimiento, mayor es la velocidad que parece llevar. Un avión en vuelo raso da la sensación de una velocidad increíble, mientras que el mismo aparato volando a un kilómetro de altura apenas parece moverse, a pesar de que quizá vuele a una velocidad mayor que cuando se desplazaba cerca del suelo.

Basándose en las velocidades relativas respecto a las estrellas, los griegos llegaron a la conclusión de que la Luna era el más próximo de los siete planetas. En cuanto a los seis restantes, se estimó que el más cercano era Mercurio, luego Venus, el Sol, Marte, Júpiter y el más lejano Saturno.

Por consiguiente, para determinar la distancia de los cuerpos celestes es obvio que había que comenzar por la Luna, pues si resultaba imposible calcular la distancia entre este planeta y la Tierra, pocas esperanzas cabría albergar de poder determinar esta magnitud para los demás cuerpos celestes.

El primero que efectuó un cálculo riguroso de la distancia a la Luna fue el astrónomo griego Aristarco de Samos (320 - 250 a.C.), quien trabajó con observarciones realizadas durante un eclipse lunar. La curvatura de la sombra proyectada por la Tierra sobre la Luna permitía averiguar el tamaño de la sección transversal de dicha sombra en relación con el tamaño de la Luna. Suponiendo que el Sol estaba mucho más alejado de la Tierra que la Luna y utilizando conocimientos básicos de geometría, Aristarco logró averiguar la distancia que debía mediar entre la Luna y la Tierra para que la sombra proyectada sobre aquélla tuviese las dimensiones observadas.

La Luna I

2007-10-23T00:43:00.000+02:00

Si el Universo estuviese compuesto solamente por la Tierra, los griegos habrían resuelto el problema central de la cosmología hace 2000 años. Pero el Universo no es sólo la Tierra, y eso lo sabían muy bien los griegos. Por encima de la Tierra se extiende el cielo.

Mientra el hombre creía que la Tierra era plana, no había inconveniente alguno en concebir el cielo como una cúpula rígida cuyo borde se ajustaba al plano de la Tierra en todos los puntos de su perímetro. El espacio cerrado así formado tampoco necesitaba tener una altura desmesurada, pues que fuese de unos dieciséis kilómetros, por ejemplo, bastaría para abarcar las montañas más altas y las nubes.

Ahora, si la Tierra fuese una esfera, el cielo tenía que ser una segunda esfera, más grande que la primera y que envolviese a la Tierra por completo. Entonces, sería la esfera del cielo la que constituyese los límites del Universo; conocer sus dimensiones revestía, por tanto, el máximo interés.

A juzgar por los conocimientos que se derivan de observaciones puramente informales, la esfera celeste debía de ceñirse bastante a la esfera de la Tierra, quizá a una distancia de la superficie de unos dieciséis kilómetros en todas las direcciones. Si el diámetro de Tierra era de 12.800 kilómetros, el del cielo podría ser de unos 12.832 kilómetros.

Pero no debemos conformarnos con observaciones puramente informales, ya que los griegos (y antes que ellos los babilonios y egipcios) tampoco se contentaron con este tipo de observaciones.

La esfera celeste parece describir una vuelta completa alrededor de la Tierra cada veinticuatro horas. Durante este movimiento da la sensación de que el cielo arrastra consigo las estrellas en bloque, o sea, la posición relativa de las estrellas no varía, sino que permanecen fijas en su sitio año tras año (de ahí el nombre de estrellas fijas). Nada más natural, pues, que pensar que las estrellas se encontraban adosadas a la bóveda celeste como si fueran cabezas de alfiler luminosas; tal fue, en efecto, la creencia que prevaleció hasta el siglo XVII.

Las cuatro estaciones

2007-10-22T16:05:00.001+02:00

Hay cuatro fechas especiales en el calendario. El solsticio de verano (21 de junio en el hemisferio norte, 21 de diciembre en el sur), cuando el Sol alcanza a mediodía la mayor altura de todo el año. El número de horas con luz solar es máximo.

Justo en el extremo opuesto está el solsticio de invierno (21 de diciembre en el hemisferio boreal, 21 de junio en el austral), fecha en que el Sol se sitúa a mediodía a la menor altura del año. Los días de luz son los más breves del año.

En los dos equinoccios (21 ó 21 de marzo y 22 ó 23 de septiembre), ninguno de los dos hemisferios se encuentra inclinado hacia el Sol. Durante esos días, todos los lugares de la Tierra reciben luz solar a lo largo de 12 horas y tienen noches de 12 horas. El sol sale exactamente por el este y se pone justo por el oeste, y a mediodía alcanza una altura intermedia entre los valores extremos de los solsticios.

El eje de rotación y el sol de medianoche

2007-10-19T00:27:00.000+02:00

Un error astronómico muy extendido consiste en creer que las estaciones del año las causa el cambio de distancia entre la Tierra y el Sol. A pesar de la ligera forma eclíptica de la órbita terrestre, no estriba ahí la razón de las estaciones, sino en la oblicuidad del eje de rotación.

La Tierra gira alrededor de un eje que no se halla perpendicular a la órbita que sigue el planeta en torno al Sol. El eje terrestre se aparta de la perpendicularidad en 23,5 grados, y está orientado de manera que apunta al mismo lugar del cielo con independencia de la posición que ocupe la Tierra en su órbita anual.

En un lado de la órbita, el hemisferio norte de la Tierra está inclinado hacia el Sol. Entonces el Sol se alza alto en los cielos del norte y produce los días largos y calurosos del verano boreal. Medio anño más tarde la Tierra se halla en el extremo opuesto de su órbita y el hemisferio norte queda entonces inclinado hacia la dirección opuesta al Sol, los días se hacen cortos y fríos, y el Sol se levanta poco en el cielo: es el invierno boreal. En esta posición, la energía solar incide muy inclinada en la atmósfera del hemisferio norte y se dispersa sobre un área extensa, con lo que disminuye su potencia calorífica.

La oblicuidad del eje terrestre hace largos los días de verano y breves los de invierno. Este efecto es extremo cerca de los polos, donde el principio del verano, con el polo totalmente inclinado hacia el Sol, se convierte en un tiempo de luz solar permanente, mientras el inicio del invierno sume la zona en una noche continua.

Doce meses: un año

2007-10-19T00:01:00.000+02:00

El desplazamiento de la Tierra alrededor del Sol determina el año. La Tierra tarda 365,242199 días en completar cada vuelta, un número incómodo que ha atormentado a los responsables del calendario desde que se empezó a medir el tiempo. El calendario gregoriano moderno emplea años de 365 días, la mejor aproximación práctica a la duración verdadera.

Todo esfuerzo por ajustar un número entero de meses sinódicos (de 29,53 días) en un año se mostrará vano. El calendario gregoriano no hace el menor esfuerzo por lograrlo y emplea meses de 30 y 31 días que sólo guardan un parecido lejano con el periodo sinódico lunar. Así resultan sucesos tan extraños como meses en que hay Luna llena dos veces, o años con 13 plenilunios.

Otros sistemas para registrar el tiempo, como los calendarios hebreo e islámico, se rigen por las fases de la Luna. Estos esquemas definen el año como 12 ciclos lunares, y eso da lugar a años de 354 días solares.

El año del calendario gregoriano se define como el intervalo temporal entre dos equinoccios de marzo, o sea, el donominado año trópico, marcado por el transcurso de las estaciones. Sin embargo, el año sidéreo, o sea, el año medido según el tiempo que invierte la Tierra en girar alrededor del Sol respecto de las estrellas, dura 20 minutos y 24 segundos más.

El motivo de esta diferencia se halla en que la Tierra, al igual que una peonza, oscila con un movimiento de precesión que tarda 25.800 años en completarse. El eje terrestre apunta en la actualidad hacia un lugar cercano a la estrella Polar. Dentro de medio ciclo precesional, en el año 14.900, el eje apuntará cerca de la estrella Vega. Las constelaciones que ahora vemos en invierno lucirán durante el verano, y las constelaciones veraniegas se volverán típicas del invierno.

Si el calendario se limitara a considerar años de 365 días, entonces perdería la sincronización las estaciones pasados pocos siglos. La Navidad acabaría celebrándose en pleno verano en el hemisferio norte. Por sugerencia de Cleopatra y de su astrónomo de corte, Sosígenes, Julio César introdujo en el año 45 a.C. un calendario en el que se añadía un día cada cuatro años. Este salto cuatrianual funcionaría a la perfección si la Tierra invirtiera 365,25 días en dar una vuelta al Sol. Pero el año verdadero tiene 11 minutos y 14 segundos más.

El error acumulado del calendario de Julio César y Cleopatra ascendía ya a 10 días en el siglo XVI. Para corregirlo, el papa Gregorio XIII refinó en 1582 la regla que gobierna los años bisiestos. Los años finiseculares, los que terminan en 00, sólo serían bisiestos si podían dividirse entre 400. Así que 1700, 1800 y 1900 no fueron bisiestos, a diferencia de 1600 y 2000 que sí lo fueron.

Las fases de la Luna

2007-10-18T18:37:00.000+02:00

Igual que la rotación terrestre nos trae el día, el movimiento de la Luna alrededor de la Tierra nos proporciona el mes. Si medimos el tiempo que tarda la Luna en regresar a la misma posición entre las estrellas se obtiene un total de 27.32 días, un lapso de tiempo conocido como mes sidéreo. Sin embargo, el tiempo que tarda el satélite en cubrir todo su ciclo de fases ofrece un período temporal más obvio.

Al igual que la Tierra, la Luna siempre tiene un hemisferio completo iluminado por el Sol y otro sumido en las tinieblas. Pero en contra de lo que sugiere la expresión popular "cara oscura de la Luna", no es cierto aque haya una cara lunar siempre a oscuras. Todos los lugares de ese astro pasan por los ciclos del día y de la noche lunares. Lo que ocurre es que la Luna tiene siempre el mismo hemisferio dirigido hacia la Tierra, la llamada cara visible. Este hecho se debe a que la atracción gravitatoria terrestre ha ido frenando la rotación lunar.

A medida que la Luna gira alrededor de la Tierra, su cara visible recibe distintas cantidades de luz solar, desde nada en absoluto (Luna nueva) hasta el disco completo (Luna llena), pasando por la mitad (cuartos lunares), y da lugar a lo que denominamos fases lunares. El cilo completo de fases desde la Luna nueva a la siguiente, dura 29.53 días, un mes sinódico.

En la fase de Luna nueva (1), la Luna se sitúa entre la Tierra y el Sol y, por tanto, no puede verse en absoluto. A medida que la Luna se aparta del Sol hacia el este, se empieza a percibir una delgada lúnula creciente (2). La cara visible de la Luna va recibiendo cada vez más luz según aumenta el ángulo entre ella y el Sol. Pasada una semana desde la fase nueva, llega a verse ya medio disco iluminado: cuarto creciente (3). La Luna sigue avanzando y alcanza la fase que a veces se donomina gibosa creciente (4). La Luna alcanza la posición orbital opuesta al Sol al cabo de cuatro semanas tras la fase nueva, y entonces aparece llena en el firmamento (5). La Luna entra en las fases menguantes durante las semanas posteriores, pasando de gibosa (6) al cuarto menguante (7) para volver a mostrarse como una lúnula (8) antes de acercarse de nuevo al Sol. La Luna retorna a la posición que la hace invisible, entre la Tierra y el Sol, cada poco más de 29 días.

Los husos horarios

2007-10-17T18:36:00.000+02:00

Hasta bien entrado el siglo XIX, los viajeros iban de una ciudad a otra y tenían que cambiar de hora en cada una de ellas. La difusión del ferrocarril obligó a adoptar un sistema horario común. Este sistema, introducido en todo el mundo en 1884, divide la Tierra en 24 zonas (los husos horarios) de aproximadamente 15 grados, de modo que suman los 360 grados necesarios para rodear el globo. Dentro de cada huso rige la misma hora, y la diferencia horaria entre husos adyacentes es de una hora completa. Así, cuando son las 12.32 horas en Madrid, en Ciudad de México son las 05.32 horas, porque se encuentra siete husos horarios hacia el Oeste.

El punto de partida para este sistema global solía conocerse antes como tiempo medio en Greenwich (GMT, del inglés Greenwich mean time), porque se situó el origen de tiempos en esa ciudad cercana a Londres. Siguiendo con la tradición náutica de medir la longitud desde el observatorio de Greenwich, Inglaterra, los diseñadores de los husos horarios adoptaron como origen de tiempos el de esta localidad. El mismo concepto recibe hoy el nombre de tiempo universal coordinado (UTC, del inglés Universal time coordinated). La hora de los sucesos astronómicos se da en UTC. Al calcular a qué hora será visible un evento conreto desde un lugar de observación dado, hay que sumar (si se vive al Este de Greenwich) o restar (si se vive al Oeste) el número de husos horarios que nos separen del huso de Greenwich. Asimismo, debe tenerse en cuenta si está o no en vigor el horario especial de verano.

La Tierra y la Luna: el día, el mes y el año

2007-10-17T18:05:00.000+02:00

Los ciclos del cielo nos proporcionan las unidades básicas de tiempo: el día, el mes y el año. La oblicuidad del eje terretre provoca la sucesión de las estaciones.

Los días se producen como consecuencia de la rotación de la Tierra sobre su eje. Este giro hace que el Sol parezca recorrer el cielo de este a oeste. El intervalo entre dos mediodías (o dos mediasnoches) consecutivos define la duración del día solar. Este día de 24 horas y medido según el Sol es el que usamos para regir la vida cotidiana.

En astronomía se emplea otro tipo de día. Si se observa una estrella cuando pasa por el sur y se mide el tiempo que tarda en volver a la misma posición la noche siguiente, se obtiene que invierte en ello 23 horas, 56 minutos y 4 segundos. Ésta es la longitud de un día sidéreo, el día medido no de acuerdo con el Sol, sino según las estrellas. Como el día sidéreo es más breve, las estrellas salen casi cuatro minutos más temprano cada noche. A lo largo de 30 días se acumula una diferencia de dos horas, de modo que una estrella que salga a las 22.00 horas a primeros de mes, lo hará a las 20.00 horas a finales.

Nuestro sitio en el universo

2007-10-16T19:39:00.000+02:00

Si dirigimos nuestra visa hacia el cielo estrellado nuestra vista abarca distancias inmensas. La Luna, nuestra vecina más cercana está a 385.000 km, una distancia lo bastante grande como para que lso astronautas de las misiones Apollo tardaran tres días en llegar. Si miramos cualquier planeta visible a simple vista, como Júpiter por ejemplo, vemos a cientos de millones de kilómetros, que son años de viaje incluso en los cohetes más veloces.

Más allá de los planetas hay un océano espacial demasiado extenso como para medirlo en kilómetros. En astronomía se prefiere usar otra unidad de medida, el año luz, que es la distancia que recorre la luz en un año. La estrella brillante más cercana al Sistema Solar, alfa Centauri, está a cuatro años luz. Para poder visualizar esta inmensidad podríamos reducir mentalmente el Sistema Solar hasta que midiera lo mismo que una plaza pequeña. En esta escala, alfa Centauri quedaría reducida a un puntito a 40 km de distancia. La mayor lejanía alcanzada por los humanos, el espacio que media entre la Tierra y la Luna, correspondería a menos de un milímetro.

Nuestro Sol es una más entre los 400.000 millones de estrellas que forman la Galaxia, un sistema espiral con una extensión de 100.000 años luz. Nuestra Galaxia es sólo una más entre miles de millones de galaxias, todas ellas repletas de estrellas. Una de las más cercanas, la galaxia de Andrómeda, puede ser percibida a simple vista. Nuestra Galaxia y la de Andrómeda son las mayores de una pequeña agrupación formada por al menos unos 40 miembros y que recibe el nombre de Grupo Local.

Nuestra familia de galaxias, a su vez, se encuentra el extrarradio de un grupo denso formado por miles de miembros y llamado supercúmulo de Coma-Virgo. Cualquier telescopio de aficionado muestra varios miembros de este supercúmulo, así como de otros cúmulos de galaxias cuya luz es tan vieja como los dinosaurios.

El telescopio espacial Hubble ha detectado galaxias cien veces más lejanas, a 10.000 millones de años luz, tan distantes que aparecen como borrones de luz en los límites del universo observable. Las vemos tal y como eran poco después de que naciera el cosmos.
La Tierra ocupa el tercer lugar entre los planetas en orden de distancia a nuestra estrella, el Sol, y forma parte del grupo de planetas rocosos. Después de un gran hueco viene el primero de los grandes gaseosos, Júpiter. Neptuno, Urano y Plutón, muy lejos del calor del Sol, delimitan la frontera exterior del Sistema Solar.

El tamaño de la Tierra

2007-10-16T18:52:00.000+02:00

Una vez establecido el carácter esférico de la Tierra, el problema de su tamaño adquiría una importancia mayor que nunca. Determinar las dimensiones de una Tierra plana y finita habría supuesto una tarea en extremo ardua, como no fuese que alguien se la recorriera de punta a punta. Una Tierra esférica, en cambio, produce efectos que varían directamente con el tamaño de la esfera.

Por ejemplo, si la esfera terráquea fuese enorme, los efectos producidos por su esfericidad serían demasiado pequeños para detectarlos de un modo fácil. La visión de las estrellas no cambiaría sensiblemente cuando el observador se trasladase unos cuantos cientos de kilómetros hacia el Norte o hacia el Sur; los barcos no desaparecerían por el horizonte cuando el observador estuviera percibidno todavía una imagen suficientemente grande para ser visible, ni éste vería ocultarse primero el casco y luego el velamen; y, por último, la proyección de la sombra de la Tierra sobre la Luna parecería recta, pues la curvatura de dicha sombra sería muy pequeña y, por tanto, indetectable.

En otras palabras, el mero hecho de que los efectos de la esfericidad fuesen perceptibles significaba que la Tierra era una esfera, pero también que se trataba de una esfera de tamaño más bien moderado: ciertamente grande, pero no gigantesco.

Ahora bien, ¿cómo podría medirse este tamaño con cierta precisión? Los geógrafos griegos lograron establecer un límite inferior. Hacia el año 250 a.C., estos hombres sabían por experiencia que hacia Poniente la Tierra se extendía algo más allá del Estrecho de Gibraltar, y que hacia Levante llegaba hasta la India, con una distancia máxima de unos 9.600 kilómetros (cifra muy superior a la estimación, aparentemente generosa, que hiciera Hecateo dos y siglos y medio antes). Puesto que al cabo de dicha distancia la superficie de la Tierra no había vuelto, evidentemente, al punto de partida, el perímetro del planeta tenía que ser superior a los 9.600 kilómetros; pero cuánto mayor era algo que no podía precisarse.

El primero en sugerir una respuesta basada en la observación fue el filósofo griego Eratóstenes de Cirene (275 - 196 a.C.). Este filósofo sabía (o se lo comunicaron) que en el solsticio vernal, el 21 de junio, cuando el sol de mediodía se encuentra más cerca del cenit que en ningún otro día del año, este astro pasaba justamente por el cenit sobre la ciudad de Syene, en Egipto (la moderna Asuán). Este hecho podía constatarse sin más que clavar un palo vertical en el suelo y observar que no proyectaba sombra alguna. Por otro lado, repitiendo la misma operación en Alejandría, situada unos 800 kilómetros al norte de Syene, el palo proyectaba una corta sobra, la cual venía a indicar que en aquel lugar el sol de mediodía se encontraba algo más de 7 grados al Sur del cenit.

Si la Tierra fuese plana, el Sol luciría simultáneamente sobre Syene y Alejandría, prácticamente en línea perpendicular sobre ambas. El hecho de que el Sol brillase justo encima de una pero no de la otra demostraba de por sí que la superficie de la Tierra se curvaba en el espacio que mediaba entre ambas ciudades. El palo clavado en una de las ciudades no apuntaba, por así decirlo, en la misma dirección que el otro. Uno de ellos apuntaba al Sol, el otro no.

Cuanto mayor fuese la curvatura de la Tierra, mayor sería la divergencia entre las direcciones de los dos palos y mayor también la diferencia entre las longitudes de ambas sombras. Aunque Eratóstenes demostró cuidadosamente todos sus cálculos por métodos geométricos, nosotros prescindiremos de esta demostración y diremos simplemente que si una diferencia de algo más de 7 grados corresponde a 800 kilómetros, una diferencia de 360 grados (una vuelta completa alrededor de una circunferencia) debe representar cerca de 40.000 kilómetros si queremos conservar una proporción constante.

Conocida la circunferencia de una esfera, también se conoce su diámetro. El diámetro es igual a la longitud de la circunferencia dividida por pi, cantidad que vale aproximadamente 3,14. Eratóstenes concluyó, por tanto, que la Tierra tenía una circunferencia de unos 40.000 kilómetros y un diámetro de unos 12.800 kilómetros.

El área de la superficie de tal esfera es de 512.000.000 de kilómetros cuadrados, aproximadamente, cifra que equivale a por lo menos seis veces la superficie máxima conocida en los tiempos antiguos. Evidentemente, la esfera de Eratóstenes se les antojaba algo desmesurada a los griegos, pues cuando más tarde los astrónomos repitieron las observaciones y obtuvieron cifras más pequeñas (29.000 kilómetros de circunferencia, 9.100 de diámetro y 256.000.000 de kilómetros cuadrados de superficie), dichas cifras fueron aceptadas sin pensarlo dos veces. Estas cifras prevalecieron a lo largo de toda la Edad Media y fueron utilizadas por Colón para demostrar que la ruta occidental desde España a Asia era un ruta práctica para los barcos de aquel tiempo. En realidad no lo era, pero su viaje se vio coronado por el éxito debido a que el lugar donde Colón creía que estaba Asia resultó estar ocupado por las Américas.

No fue sino en 1522, con el regreso de la única nava sobreviviente de la flota de Magallanes, cuando quedó establecido de una vez para siempre el verdadero tamaño de la Tierra, vindicando así a Eratóstenes.

Las últimas mediciones dan la cifra de 40.067,96 kilómetros para la longitud de la circunferencia de la Tierra en el Ecuador. El diámetro de la Tierra varía ligeramente según la dirección debido a que nuestro planeta no es una esfera perfecta; la longitud media de este diámetro es de 12.739,71 kilómetros. El área de la superficie es de 509.903.550 kilómetros cuadrados.

La Tierra esférica III

2007-10-16T15:39:00.000+02:00

Supongamos, por el contrario, que nos limitamos a definir la palabra "abajo" como la dirección que apunta hacia el centro de la Tierra. Al decir que, en virtud de las leyes naturales, los objetos "caen hacia abajo", queremos significar que su tendencia natural es a caer hacia el centro de la Tierra. En tal caso, los objetos no caerían fuera de la Tierra, ni los antípodas tendrían la sensación de andar cabeza abajo.

La Tierra en sí tampoco puede desplomarse, pues todas y cada una de sus partes han caído ya el máximo posible, es decir, se han aproximado al máximo al centro de la Tierra. De hecho, ésta es la razón de que la Tierra tenga que ser una esfera, pues este cuerpo geométrico se caracteriza por la propiedad de que la distancia total de todas y cada una sus partes al centro de dicho cuerpo es menor que en cualquier otro sólido del mismo tamaño pero forma distinta.

Así pues, podemos afirmar que hace 350 a.C., ningún científico dudaba ya de que la Tierra fuese una esfera. Desde entonces, este concepto ha sido admitido en todo momento por cualquier hombre culto del mundo occidental.

La idea era tan satisfactoria y estaba tan exenta de paradojas que fue aceptada aun en ausencia de pruebas de carácter directo. Una prueba de este tipo no llegaría hasta el 1522 d.C. (dieciocho siglos después de Aristóteles), cuando la única nave que logró sobrevivir a una expedición mandada en principio por el navegante Fernando Magallanes (1480 - 1521) arribó al puerto, tras haber descrito por primera vez una vuelta a la Tierra: de este modo quedaba demostrado de una manera directa que aquélla no era plana.

Hoy día se ha demostrado la esfericidad de la Tierra sobre el principio real de "ver es creer". Durante los últimos años de la década de 1940 - 49 se consiguió lanzar cohetes a una altura suficiente para tomar fotografías de vastas porciones de la superficie terráquea; estas fotografías demostraron de un modo visible la curvatura esférica.

La Tierra esférica II

2007-10-14T01:37:00.000+02:00

Los astrónomos griegos también pensaron que la mejor forma de explicar los eclipses de Luna era suponer que ésta y el Sol ocupaban lados opuestos de la Tierra y que era la sombra de este planeta la que, proyectada por el Sol, caía sobre la Luna y la eclipsaba. La proyección de esta sombra siempre era circular, independientemente de las posiciones que la Luna y el Sol ocupasen respecto a la Tierra. El único cuerpo sólido que proyecta una sombra con sección transversal circular en todas direcciones es la esfera.

Así pues, una observación más minuciosa revelaría que la superficie de la Tierra no es plana sino esférica. El hecho de que parezca plana se debe únicamente a que la esfera es tan grande que la curvatura de la pequeña porción visible a simple vista es demasiado suave para detectarla.

Según los conocimientos actuales, la primera persona que sugirió que la Tierra era un esfera fue el filósofo griego Filolao de Tarento (480 - ? a.C.), quien formuló esa idea hacia el año 450 a.C.

Este concepto acabó de una vez para siempre con todos los problemas relativos al "fin" de este planeta, y ello sin introducir el concepto de infinito. La esfera tiene una superficie de tamaño finito, pero esta superficie no posee un fin; es finita pero ilimitada.

Aproximadamente un siglo después de Filolao, el filósofo griego Aristóteles de Esgira (384 - 322 a.C.) hizo un compendio de las consecuencias que se derivaban de la esfericidad de la Tierra.

El concepto "abajo" debía considerarse no como una dirección fija y precisa, sino como una dirección relativa. Pues si se tratase de una dirección fija, como a veces pensamos que es cuando señalamos hacia nuestros pies, entonces cabría esperar que la esfera entera de la Tierra se desplomase hacia abajo indefinidamente, o bien hasta llegar a descansar sobre algo que fuera sólido y tuviera una extensión infinita en dirección hacia abajo.

La Tierra esférica I

2007-10-12T11:24:00.001+02:00

Para alguien que tuviese los ojos bien abiertos la idea de una Tierra plana no podía resultar de sentido común. Porque si así fuera, desde cualquier punto de esa Tierra plana debería verse las mismas estrellas en el cielo. Una de las experiencias que todos los navegantes tenían era que cuando el barco llevaba rumbo Norte, ciertas estrellas desaparecían detrás del horizonte meridional y otras nuevas aparecían por el septentrional. Cuando se navegaba rumbo al Sur, la situación era la inversa. Este fenómeno admitía una explicación muy sencilla suponiendo que la Tierra se curvaba en la dirección Norte-Sur. No se sabía si existía o no un efecto similar en dirección Este-Oeste, ya que quedaba oculto por el movimiento general Este-Oeste del cielo, que describía una vuelta completa cada veinticuatro horas.

El filósofo griego Anaximandro de Mileto (611 - 546 a.C.) sugería que los hombres vivían sobre la superficie de un cilindro curvado hacia el Norte y hacia el Sur. Anaximandro fue el primero en sugerir para la superficie de la Tierra una forma distinta de la plana hacia el año 550 a.C.

Pero la idea de la Tierra cilíndrica tampoco bastaba. Un hecho observado por quienes vivían a orillas del mar era el siguiente: los barcos que navegaban rumbo a alta mar no iban reduciéndose de tamaño paulatinamente hasta desvanecerse en eun punto infinitesimal, como cabría esperar si la Tierra fuese plana, sino que desaprecían cuando aún poseían un tamaño sensiblemente mayor que el de un simple punto; y lo primero que desaparecía era el casco, como si el barco estuviese descendiendo por una colina. Esto era, ni más ni menos, lo que cabría esperar si la superficie de la Tierra fuese curva. Pero había más, y es que los barcos desaparecían de modo muy similar cualquiera que fuese el tumbo que llevaran. En consecuencia, la Tierra se curvaba no sólo en dirección Norte-Sur, sino en todas direcciones por igual es la esfera.

La forma de la Tierra II

2007-10-11T17:57:00.000+02:00

Muchos pensaban que ese Universo tendría forma de tablón rectangular. Un accidente interesante de la Historia y de la Geografía es que las primeras civilizaciones establecidas en los ríos Nilo, Éufrates y Tigris, e Indo estuviesen separadas en Este y Oeste, no en Norte y Sur. A esto hay que añadir que el Mar Mediterráneo se extienda también de Este a Oeste. Por ello, los escasos conocimientos geográficos de los primeros pueblos civilizados encontraron menos dificultad para propagarse en dirección Este-Oeste que en dirección Norte-Sur. Sobre esta base parece razonable, pues, imaginar el Universo-caja como mucho más alargado de Este a Oeste que de Norte a Sur.

Los griegos, en cambio, demostraron poseer un sentido mucho más desarrollado de las proporciones geométricas y de la simetría al concebir la Tierra como un disco circular, con Grecia, naturalmente, en el centro. Este disco plano estaba formado en su mayor parte por tierra firme, con un borde de agua a partir del cual el Mar Mediterráneo penetraba hacia el centro.

Hacia el año 500 a.C., Hecateo de Mileto (del cual se desconocen las fechas de nacimiento y muerte), el primer geógrafo científico entre los griegos, estimó que el disco circular debía tener un diámetro de unos 8.000 kilómetros como máximo, lo cual suponía unos 51.000.000 de kilómetros cuadrados para la superficie de la Tierra plana. Por muy grande, e incluso enorme, que les pareciera esta cifra a los contemporáneos de Hecateo, lo cierto es que no representa más que una décima parte de la superficie real de la Tierra.

¿Cómo se sostenía en Universo-caja en un sitio fijo? Si todos los objetos pesados caen hacia abajo, ¿por qué no ocurre entonces lo mismo con la Tierra?

Se supone que el material del que está compuesta la Tierra plana, el suelo que pisamos, se extiende hacia abajo sin límite. Pero en este caso nos vemos enfrentados de nuevo con el concepto de infinito. Imaginemos entonces que la Tierra esté apoyada sobre algo. Los hindúes, por ejemplo, la concebían sostenida por cuatro pilares.

Surge entonces otra pregunta. ¿Sobre qué se apoyaban los cuatro pilares? ¡Sobre elefantes! ¿Y sobre qué descansaban estos elefantes? ¡Sobre una tortuga gigantesca! ¿Y la tortuga? Nadaba en un océano gigantesco. ¿Y este océano...?

En resumen, la hipótesis de una Tierra plana, aunque parezca de sentido común, planteaba de un modo inevitable dificultades filosóficas sumamente serias.

La forma de la Tierra I

2007-10-11T16:11:00.000+02:00

Si nos situamos alrededor del año 600 a.C, nos daríamos cuenta que todo el Universo que se conocía en aquellos tiempos se reducía a un trozo de tierra plana y no demasiado extensa, que es lo que, más o menos, el hombre de nuestros días sigue siendo capaz de percibir de una forma directa: un trozo de tierra plana.

En el año 600 a.C., acababa de caer el Imperio Asirio. En su época de máximo auge había abarcado una longitud máxima de unos 2.200 kilómetros. Se extendía desde Egipto hasta Babilonia. Este imperio no tardó en ser reemplazado por otro, el Persa, que abarcó una longitud máxima de 4.800 kilómetros, desde Cirenaica hasta Cachemira.

Sin duda, las gentes que vivían en esos imperios carecían de toda noción sobre la extensión de los dominios; se contentaban simplemente con vivir y morir en su tierra y, con motivo de celebraciones señaladas, desplazarse desde su aldea a la vecina. No ocurriría lo mismo con los mercaderes y soldados, quienes seguramente sí tenían alguna idea de la inmensidad de estos imperios y de la extensión, aún mayor, de las tierras que quedaban más allá de sus fronteras.

En los imperios de la antigüedad tuvo que haber hombres que se ocuparan de los sería considerado el primer pronlema cosmológico que se le plantea al erudito: ¿Tiene la Tierra un fin?

Todos los hombres que vivieron antes de los tiempos de los griegos admitieron que la Tierra era plana. Si algún ser humano anterior a los griegos pensó de otra manera, su nombre no ha llegado hasta nuestros días, ni su pensamiento ha logrado sobrevivir.

Ahora bien, si la Tierra fuese plana, tendría un fin. La alternativa es que fuese una superficie plana sin fin, es decir, infinita. Pero este concepto es muy molesto: a lo largo de la historia, el hombre ha tratado siempre de rehuir el concepto de infinitud como algo imposible de entender.

Entonces, si la Tierra tuviese un fin, surgirían otras dificultades. ¿No se caería la gente al acercarse demasiado a él?

También podría suceder que la Tierra se hallase completamente rodeada de océanos, de forma que nadie pudiera aproximarse al fin, a menos que tomase un barco y navegara hasta perder de vista el continente, y más allá. Aún en tiempos de Colón esta idea constituía un motivo de pánico para muchos marineros.

Sin embargo, la idea de una barrera acuática protectora planteaba otro problema. ¿Qué impedía que el océano se derramase por los bordes, dejando la Tierra en seco? Un solución sería que el cielo fura un coraza resistente como así parece a simple vista, y que descendiera hasta unirse con la tierra por todas partes, como parece ocurrir. Entonces el Universo sería una especie de caja cuyos lados y parte superior abombados estuviesen constituídos por el cielo, mientras que el fondo plano fuesen los mares y la tierra firme sobre los que viven y se mueven el hombre y los demás seres.

Pero, ¿qué forma y tamaño tendría este Universo-caja?

Isaac Newton

2007-10-11T15:57:00.000+02:00

Isaac Newton nació en Inglaterra el mismo año en que murió Galileo. Newton (1642 - 1727) estaba llamado a asentar la astronomía de Copérnico y Kepler sobre unos cimientos matemáticos sólidos.

Newton desarrolló herramientas matemáticas aptas para el análisis de los movimientos planetarios, que lo llevaron a desarrollar la teoría de la gravitación universal. Newton vio que bajo las leyes keplerianas sobre el movimiento planetario subyacía la gravedad. Además, mostró cómo las leyes que rigen el universo gobiernan también los objetos de la vida cotidiana con ligeras modificaciones.

Newton reunió sus ideas en Los principios matemáticos de la filosofía natural, más conocidos por la abreviatura de su título en latín, los Principia. Publicado en 1687, este libro sentó las bases para toda la ciencia física hasta el siglo XX. Físicos y astrónomos no encontraron limitaciones a la visión newtoniana del universo hasta la aparición de la teoría de la relatividad en la primera década de ese siglo.

El gran sistema del mundo newtoniano podría compararse con una maquinaria inmensa que funcionara con la regularidad de un aparato de relojería, comprensible y predecible. El rigor matemático de los Principia marginó de forma definitva los últimos retazos de la astronomía antigua y abrió un universo infinito al descubrimiento.

Galileo Galilei

2007-10-10T16:35:00.000+02:00

Otro copernicano, el italiano Galileo Galilei (1564 - 1642), se convirtió en 1609 en la primera persona que usó un telescopio para estudiar los cielos. Sus descubrimientos fueron espectaculares: cráteres y montes en la Luna, los cuatro satélites principales de Júpiter, manchas sikaresm kas fases de Venus y la naturaleza estelar de la Vía Láctea. Galileo publicó en marzo de 1610 El mensajero sideral, donde detallaba sus primeras observaciones a través del telescopio. Con ello asombró a los astrónomos de todo el mundo.

Pero los hallazgos de Galileo entraban en conflicto con la visión geocéntrica del universo defendida por la Iglesia, porque se ajustaban mucho más al modelo copernicano que al tolemaico. Algunos representantes eclesiásticos rechazaron la existencia de los satélites de Júpiter, y hasta se negaron a observar a través del telescopio. En un juicio celebrado en Roma en 1633, Galileo fue declarado culpable de "sostener y enseñar" la doctrina copernicana, y fue obligado a renunciar a sus creencias. Pasó los últimos nueve años de su vida bajo arresto domiciliario.

Johannes Kepler

2007-10-10T16:15:00.000+02:00

A pesar de la exactitud de las observaciones de su autor, el modelo híbrido de Tycho atrajo aún menos partidarios que el copernicano. Tycho contrató en Praga a un asistente, el astrónomo y matemático alemán Johannes Kepler (1571 - 1630). Kepler se contaba ya entre el creciente número de copernicanos y, a la vez, poseía una fecunda imaginación matemática que le permitía distinguir regularidades en los números. Kepler creía que estas regularidades podían revelar los secretos del universo, porque toda la naturaleza posee armonías subyacentes que sólo pueden expresarse con las matemáticas.

Kepler se enfrentó a las observaciones de Marte obtenidas por Tycho con la intención de ajustar su movimiento mediante una circunferencia copernicana. Fracasó una y otra vez. El gran salto creativo de Kepler consistió en abandonar los círculos y sustituirlos por elipses, que encajaban perfectamente con las observaciones. El carácter elíptico de las órbitas es la primera de las tres leyes del movimiento planetario enunciadas por Kepler.

Kepler descubrió también que una línea trazada desde el Sol hasta un planeta barre áreas a un ritmo regular a medida que el planeta se desplaza. Su tercer descubrimiento lo hechizó. Consistía en que el cuadrado del período orbital de un planeta (medido en años) es igual al cubo de su distancia media al Sol (en unidades de la distancia Sol-Tierra). Para un astrónomo o un matemático sería difícil hallar una armonía más simple y poderosa que ésta.

Tycho Brahe

2007-10-09T12:36:00.000+02:00

Las ideas copernicanas se difundieron despacio. Al principio fueron pocos los conversos, y uno de los escépticos más importantes fue el astrónomo danés Tycho Brahe (1546 - 1601). Tycho comprobó durante su juventud que las ideas de los antiguos sobre la inmutabilidad del cosmos estaban equivocadas, y se propuso obtener las observaciones más exactas jamás realizadas, con el fin de reconstruir la astronomía partiendo de cero. El observatorio que levantó en una isla del Báltico, Uraniborg ("Castillo de las Estrellas"), fue la instalación astronómica más avanzada de su época y en ella amasó desde 1576 hasta 1597 un tesoro de observaciones precisas mucho más completo que cualquier otro de la antigüedad. Luego se estableció en Praga, donde desarrolló un modelo cosmológico que combinaba ideas de Tolomeo y de Copérnico. En el universo de Tycho, los planetas orbitan alrededor del Sol, mientras que el Sol gira en torno a una Tierra estacionaria.

Copérnico

2007-10-09T01:54:00.000+02:00

Tras la muerte de Tolomeo hacia el año 150, la astronomía occidental queda dormida durante más de mil años. Aparte de la labor de los astrónomos árabes, nada nuevo ocurrió en el panorama astronómico hasta que, en el siglo XVI, un astrónomo europeo propuso una teoría radical que rompió con el pasado.

A mediados del siglo VII surgió un imperio árabe en cuyo seno floreció la astronomía durante siglos. El trabajo de Tolomeo fue traducido a su lengua y estudiado por astrónomos árabes que lo refinaron con instrumentos muy mejorados.

Aunque los árabes no abrieran nuevas vías, se mantuvieron durante muchos años muy por delante de los observadores del cielo de la cristiandad. En los países cristianos la Iglesia había adoptado el modelo de Tolomeo y había centrado su atención en proteger y ampliar su control sobre la teología, la política y la enseñanza.

El hombre que volvió a poner la asronomía en marcha fue Nicolás Copérnico (1473 - 1543), natural de Polonia, quien se incorporó a la Iglesia tras estudiar astronomía y matemáticas. Movido quizá por la insatisfacción que le infundía la artificiosidad del modelo tolemaico, decidió revisarlo. Su gran síntesis, Sobre las revoluciones de los orbes celestes, apareció en 1543.

Copérnico conservó en su sistema muchos rasgos tolemaicos, como las órbitas circulares y los epiciclos, pero introdujo un cambio revolucionario al colocar al Sol en el centro del universo y hacer que la Tierra y el resto de planetas se movieran a su alrededor rodeados por un gran mar de estrellas.

Los primeros telescopios

2007-10-09T01:46:00.000+02:00

A finales de 1609, el científico italiano Galileo Galilei oyó hablar de un invento holandés consistente en dos lentes colocadas en un tubo que permitían observar los objetos lejanos como si estuvieran cerca.

Galileo talló sus propias lentes y fabricó un telescopio que apuntó al cielo. Este refractor era más tosco que el par de prismáticos más barato de hoy en día, pero abrió un mundo nuevo a medida que Galileo fue logrando con él cada día nuevos hallazgos.

Isaac Newton, en 1672, desarrolló en Inglaterra un nuevo tipo de telescopio, el reflector. Al reemplazar la lente por un espejo se evitaban algunos defectos ópticos muy molestos presentes en los telescopios refractores, lo que allanó el terreno para los telescopios reflectores gigantes de la actualidad.

La astronomía en Grecia II

2007-10-05T16:58:00.000+02:00

Aristarco, en el siglo III a.C., rompió con la tradición al proponer un universo centrado en el Sol, pero su modelo cósmico, tan radical, fue ridiculizado y luego olvidado. También intentó medir los tamaños del Sol y la Luna, así como sus distancias a la Tierra, pero su esfuerzo no dio resultado por la tosquedad de la instrumentación de la época.

El mayor astrónomo de la antigüedad fue Hiparco, del siglo II a.C. Midió con exactitud la distancia entre la Tierra y la Luna y dedujo un valor de 29,5 diámetros terrestres, muy cerca del valor verdadero, 30. Compiló el primer catálogo estelar conocido, e ideó el sistema de magnitudes estelares que aún se emplea para comparar el brillo de las estrellas. Pero su mayor hallazgo surgió al examinar observaciones estelares antiguas. Al comparar sus observaciones con registros anteriores halló diferencias que le permitieron descubrir la precesión, una oscilación lenta del eje terretre causada por la atracción gravitatoria de la Luna y el Sol.

El último gran astrónomo griego de la antigüedad fue Claudios Ptolemaios, conocido como Tolomeo. Vivió en Alejandría, Egipto, en el siglo II de nuestra era. Apoyándose en las observaciones de Hiparco, Tolomeo desarrolló una teoría matemática detallada para predecir los movimientos del Sol, la Luna, los planetas y las estrellas, bosada en un modelo de universo centrado en la Tierra. Su trabajo vio la luz como un libro conocido hoy por su título en árabe, el Almagesto.

Tolomeo y todos los astrónomos de la antigüedad consideraban que la perfección de los cuerpos celestes los obligaba a seguir solamente trayectorias con formas perfectas, o sea, circulares. El sistema tolemaico exige, por tanto, que todos los objetos se desplacen a velocidades constantes a lo largo de órbitas circulares. Hasta las observaciones más toscas evidencian que esto es falso, de manera que Tolomeo dotó a sus órbitas de epiciclos: circunferencias menores superpuestas a las principales. Además, permitió que algunas órbitas no estuvieran centradas exactamente en la Tierra.

La astronomía en Grecia I

2007-10-05T00:32:00.000+02:00

Los antiguos griegos realizaron los primeros grandes avances en astronomía. Una serie de brillantes pensados observaron los cielos y recurrieron a principios geométricos, más que a creencias sobrenaturales, para explicar lo que veían. Con esto, rompieron la frontera entre astronomía y astrología.

Los primeros griegos, como la mayoría de los antiguos pueblos agrícolas, observaban el cielo y usaban sus movimientos para marcar el ritmo anual de sus actividades de cultivo. Como otras civilizaciones, crearon y nombraron constelaciones. Las primeras fueron quizá creadas entre los años 3000 a.C. y 2000 a.C. De esta forma llenaron el cielo con un libro de relatos mitológicos que servía a todo el mundo para recordar dioses y héroes.

En esta época gran parte de esta sabiduría provenía de Mesopotamia, que la transmitió casi intacta a los griegos. Al igual que sus antecesores de Mesopotamia, el conocimiento astronómico de los griegos debía estar cargado de símbolos religiosos y vaticinios astrológicos.

En un principio, la astronomía griega se dedicó a cuestiones exclusivamente prácticas. Los poetas Hesiodo y Homero escribieron sobre astronomía en el siglo VIII a.C. Los héroes homéricos Aquiles y Odiseo se servían de las Pléyades, Orión, Tauro, el Boyero, la Osa Mayor y Sirio para navegar y medir el tiempo. Y el poema de Hesiodo Los trabajos y los días describe un calendario agrícola controlado por la salida y puesta de varias constelaciones y estrellas.

A partir del siglo VI a.C., los pensadores griegos rompen tanto con las cuestiones astronómicas prácticas como con la mitología del pasado. Fueron más allá de la explicación metafísica de los movimientos celestes y propusieron argumentos basados en la geometría y las matemáticas. Las bases de la astronomía moderna quedaron establecidas en los 800 años que transcurrieron hasta la muerte de Ptolomeo en el año 150 de nuestra era. Los impulsores de esta revolución fueron griegos que vivieron en Jonia y el sur de Italia, cuyas ideas se enriquecieron por el contacto la astronomía y las matermáticas de Mesopotamia y Egipto gracias al comercio.

Tales, en el siglo VI a.C. viajó a Egipto para estudiar matemáticas. Predijo un eclipse de Sol en el año 585 a.C. y afirmó que la Tierra era esférica.

Pitágoras, otro jónico del siglo VI a.C., fue geómetra y místico. Propuso que el universo está compuesto de esferas cristalinas concéntricas que rodean la Tierra, anidadas como juegos de muñecas rusas. El Sol, la Luna, los planetas y las estrellas se movían cada uno en su propia esfera. Pitágoras creía además que está estructura producía una obsesiva música de las esferas a medida que unas giraban sobre otras. Eudoxo, en el siglo IV a.C., adoptó las esferas de Pitágoras e incorporó algunas más para describir ciertas irregularidades en los movimientos lunares y planetarios que eran obvias incluso con las toscas medidas de la época.

Aristóteles, en el siglo IV a.C. escribió sobre muchos asuntos y ejerció una influencia enorme. Mostró la esfericidad de la Tierra, pero seguía convencido de que ocupaba el centro del universo porque no veía que las estrellas cambiaran de posición aparente a largo del año, como sería de esperar si la Tierra girara alrededor del Sol. Hoy sabemos que las estrellas sí muestran este cambio, pero es tan minúsculo que no podía detectarse con los instrumentos de aquel tiempo. Escribió tratados sobre temas tan diversos como física, botánica, política, ética y arte, además de astronomía. Sus ideas geocéntricas sobre la naturaleza del universo fueron las dominantes durante dos mil años.

La astronomía en el Nuevo Mundo

2007-10-04T21:59:00.000+02:00

Los astrónomos-sacerdotes de las civilizaciones maya y azteca realizaron amplias observaciones de los astros. Los mayas, que vivieron en el sur de México entre los siglos III a.C. y el IX de nuestra era, basaron su cosmología en la repetición de configuraciones entre las estrellas y los planetas. Especialmente asociaron a Venus con el dios de la lluvia.

Para los aztecas, que vivieron en lo que hoy es el centro de México durante dos siglos antes de la conquista española de 1520, Venus representaba al dios Quetzalcóatl, que era una serpiente emplumada que encarnaba la fuerza vital que surge de la tierra, el agua y el cielo. Eran necesarios sangrientos sacrificios para aplicar a este dios las cinco veces que desaparecía y aparecía Venus en su ciclo de ocho años.

Astronomía antigua II

2007-10-04T19:25:00.000+02:00

Los descubrimientos arqueológicos nos enseñan que los primeros astrónomos-astrólogos aparecieron en Mesopotamia. Esta casta sacerdotal se dedicaba a estudiar los cielos nocturnos buscando augurios para los gobernantes.
La primera civilización mesopotámica importante fue la de Sumeria, que surgió en el cuarto milenio a.C. Idearon el arado, los vehículos con ruedas, los grandes proyectos de irrigación y la escritura. Acumular gran catidad de mitos celestes que pasaron a sus sucesores, babilonios y asirios.

Éstos desarrollaron, a partir del legado sumerio, una comprensión compleja de los cielos y sus patrones. Diseñaron calendarios para la siembre y consiguieron predecir los eclipses de Luna con exactitud. Inventaron también la medida de ángulos en grados.

Esta sabiduría pasó casi intacta de Mesopotamia a Grecia. Los griegos adoptaron el grado, importaron constelaciones como Auriga, Géminis, Leo, Capricornio, Sagitario, y se limitaron a traducir al griego sus nombres mesopotámicos.

Fuera de Mesopotamia, las otras civilizaciones desarrollaron también sus propios mitos celestes. En Egipto, los desbordamientos periódicos del Nilo controlaban la vida al fertilizar los campos. Los astrónomos-sacerdotes predecían los desbordamientos en la fecha en que Sirio salía justo antes que el Sol. Orión era Osiris, y la Vía Láctea representaba a la diosa Nut que daba a luz al dios del Sol, Ra.

En China, los astrónomos observaron con precisión las estrellas, los planetas, las supernovas y los cometas. Elaboraron lo que quizá sea el primer calendario del mundo sobre el año 1300 a.C. No distinguían tampoco entre astronomía y astrología: el emperador era considerado como un enlace entre el cielo y la tierra.

Astronomía antigua I

2007-10-03T13:34:00.000+02:00

La historia de la astronomía se remonta a la observación del cielo de nuestros antepasados hace 30.000 años, en la era glacial. Vivían de la caza y la recolección, y seguían las estrellas como a una presa. Ya predecían los cambios estacionales gracias a los cambios en el cielo.

En Europa se han encontrado calendarios lunares tallados en hueso hace más de 30.000 años. Al tener un contacto más estrecho con la naturaleza, nuestros antepasados percibían el camino diario del Sol y el paso de las estaciones.

Con la aparición de las primeras civilización hace unos 10.000 años en Mesopotamia, la observación del cielo recibió un gran impulso. Como los cultivos se rigen por las estaciones, el conocimiento de los ritmos celestes adquiere más importancia como medio para conocer las épocas idóneas para la siembra y la cosecha.

Las constelaciones más antiguas que han llegado hasta hoy pueden datar de aquellos tiempo. Las figuras de Leo, Tauro y Escorpio empezaron a mencionarse en incripciones mesopotámicas del tercer milenio antes de Cristo y señalaban puntos significativos en el recorrido anual del Sol por el cielo: la posición en que salía y se ponía al este y al oeste, además de las posiciones extremas al norte en verano y al sur en invierno que constituían momentos cruciales en el año agrícola.

Percibían también que el Sol y la Luna parece que se desplazan atravesando doce constelaciones destacadas, que más tarde recibirían el nombre de zodiaco. Decidieron que esa fuera la morada de las deidades solar y lunar. Había también otras cinco estrellas "especiales" que recorrían el zodiaco, y cada una se consideró la residencia de un dios. Hoy sabemos que se trataba de los planetas.

El zodiaco era también el lugar donde ocurrían los eclipses, sucesos poco frecuentes y muy temidos en los que la Luna se tornaba de un siniestro color cobre, o la luz del Sol se extinguía por un tiempo que se antojaría eterno para los observadores.

¿Qué es la astronomía?

2007-10-03T12:55:00.001+02:00

La astronomía es la ciencia que estudia el cielo y tiene una historia de decenas de miles de años. Aún así, comprender el universo continúa siendo una necesidad tan viva en la actualidad como antiguamente, aunque los instrumentos y los métodos que utilizamos han cambiado.

La palabra astronomía viene del griego "clasificación de las estrellas".

Desde los tiempos más remotos el hombre siempre ha mirado al cielo buscando señales de los dioses, mientras los astrónomos-sacerdotes consultaba al cielo buscando augurios.
Hoy día, ambas cosas no podrían estar más separadas.