La familia del Sol

1
La familia del Sol
La Familia del Sol
Autores: JULIETA FIERRO
/ MIGUEL ÁNGEL HERRERA
SELECCIÓN
COMITÉ DE
EDICIONES
DEDICATORIA
EPÍGRAFE
PRÓLOGO
I. EL INICIO
II. PRIMEROS
PASOS
III. LA EDAD DE
ORO
IV. EL SISTEMA
SOLAR
APÉNDICE
BIBLIOGRAFÍA
GLOSARIO
CONTRAPORTADA
2
C O M I T É
D E
S E L E C C I Ó N
Dr. Antonio Alonso
Dr. Gerardo Cabañas
Dr. Juan Ramón de la Fuente
Dr. Jorge Flores Valdés
Dr. Leopoldo García-Colín Scherer
Dr. Tomás Garza
Dr. Gonzalo Halffter
Dr. Raúl Herrera
Dr. Jaime Martuscelli
Dr. Héctor Nava Jaimes
Dr. Manuel Peimbert
Dr. Juan José Rivaud
Dr. Julio Rubio Oca
Dr. José Sarukhán
Dr. Guillermo Soberón
Coordinadora:
María del Carmen Farías
3
E D I C I O N E S
Primera edición, 1988
Segunda edición, 1990
Quinta reimpresión, 1996
La Ciencia para Todos es proyecto y propiedad del Fondo de
Cultura Económica, al que pertenecen también sus
derechos. Se publica con los auspicios de la Secretaría de
Educación Pública y del Consejo Nacional de Ciencia y
Tecnológica
D.R. © 1988 y 1989 FONDO DE CULTURA ECONÓMICA, S.
A. DE C. V.
D.R. © 1997 FONDO DE CULTURA ECONÓMICA
Carretera Picacho-Ajusco 227,14200 México, D.F
ISBN 968-16-5372-6
Impreso en México
D E D I C A T O R I A
A NUESTROS HIJOS
4
E P Í G R A F E
... Y así, el Sol, como sentado en un trono real, rige a la
familia de planetas que gira a su alrededor.
NICOLÁS COPÉRNICO
Sobre las órbitas de los cuerpos celestes, capítulo X.
P R Ó L O G O
El 4 de octubre de 1957 el mundo entero se conmocionó
por una noticia sensacional: el primer satélite artificial de
nuestro planeta acababa de ser puesto en órbita por la
Unión Soviética. El sueño de conquistar el espacio, un
sueño largamente acariciado por el hombre, comenzaba a
hacerse realidad. El Sputnik I — una esfera metálica de 58
centímetros de diámetro y 84 kilogramos de peso, provista
de antenas— emitía señales de radio desde el espacio
mientras giraba en torno a la Tierra a razón de una vuelta
cada 96 minutos. ¡Había nacido la era espacial!
El lanzamiento cayó como duchazo de agua fría sobre los
científicos estadounidenses, entre cuyos planes se
contemplaba, como parte del Año Geofísico Internacional,
un lanzamiento similar en 1958. Aún no se reponían de la
sorpresa cuando el 3 de noviembre, apenas un mes más
tarde, un segundo satélite soviético era puesto en órbita. El
Sputnik II, con sus 540 kilogramos de peso, no sólo era
mucho mayor que el primero, sino que, además, llevaba un
"pasajero": la célebre perrita Laika, que había de
convertirse seis días más tarde en la primera víctima de la
5
investigación espacial, cuando hubo de ser sacrificada ante
la imposibilidad de recuperar el artefacto.
En principio, la investigación científica no debería mezclarse
con consideraciones políticas, pero los espectaculares logros
soviéticos provocaron una reacción inmediata en la política
interna de las potencias occidentales: se recalcó la
enseñanza de las ciencias en todos los niveles, se impulsó
su difusión y, desde luego, se aceleró el desarrollo del
programa estadounidense de satélites. Bajo la presión de la
opinión pública, el Congreso brindó todo el apoyo
necesario; se trabajó a marchas forzadas y, finalmente, el
primer satélite artificial estadounidense, el Explorer I, de
14 kilogramos de peso, órbita la Tierra el 31 de enero de
1958.
Figura 1. La nave soviética Sputnik II transportó el primer pasajero
espacial puesto en órbita por la humanidad: la perrita Laika.
Entre esos primeros pasos y nuestro días han transcurrido
sólo 30 años, pero el avance ha sido inmenso. Hasta fines
de 1987 se habían puesto en órbita más de 17 000
satélites, de los cuales más de 6 200 seguían girando
alrededor de nuestro planeta: satélites de comunicaciones,
tan de moda en nuestros días en que todo mundo sueña
con tener su propia antena parabólica; satélites dedicados
al estudio del clima, cuya importancia y utilidad es
innecesario señalar; satélites de prospección geológica,
satélites infrarrojos, satélites de rayos X y, desde luego,
para recordarnos que el hombre sigue sin aprender de sus
errores, satélites espías, con fines puramente militares.
Y eso fue sólo el principio. A los satélites artificiales
siguieron las sondas automáticas y los ingenios tripulados
6
que nos han permitido conocer cada día más y mejor
nuestro Sistema Solar. Por razones obvias, los primeros
esfuerzos fueron dirigidos hacia la Luna, el astro más
próximo a la Tierra, cuya cara oculta pudimos apreciar por
vez primera en fotografías enviadas por la sonda soviética
Luna 3 en octubre de 1959, y que el 21 de julio de 1969 se
convirtió en el primer astro —y único hasta ahora— en el
cual seres humanos han puesto pie, cuando la misión
estadounidense Apolo II resultó un éxito rotundo.
Después... Sólo Neptuno y Plutón han preservado su
intimidad. Las sondas automáticas han estudiado y
fotografiado desde las alturas a Mercurio, Júpiter, Saturno y
Urano, han descendido en Venus y en Marte y han llevado a
cabo encuentros con los cometas Giacobinni-Zinner y
Halley.
El enorme caudal de información que ha resultado de estas
exploraciones ha alterado radicalmente nuestra visión del
Sistema Solar. Numerosas dudas han sido aclaradas pero,
al mismo tiempo, se nos han revelado hechos y situaciones
inesperados que plantean, a su vez, multitud de nuevos
interrogantes. Miles de datos están aún siendo analizados e
interpretados y nuevas teorías van y vienen con frecuencia
inusitada. El progreso ha sido tan rápido que los nuevos
conocimientos han rebasado totalmente al hombre común
y, en ocasiones, al mismo especialista.
Son estas consideraciones las que nos han impulsado a
escribir el presente libro. En él pretendemos presentar un
panorama, lo más completo y conciso posible, de la
evolución de nuestras ideas sobre el Sistema Solar desde la
antigüedad hasta nuestros días, poniendo especial énfasis
en los descubrimientos más recientes. En lo que se refiere a
estos últimos, hemos intentado incluir solamente hechos
comprobados, pero es justo mencionar que muchos de ellos
podrían cambiar en el futuro cercano, dado que el campo se
halla aún en continua evolución. Pero eso es inevitable: así
funciona la ciencia. En ella, nunca es posible afirmar que se
ha llegado a la verdad absoluta. Por suerte, como dijo
alguna vez un célebre científico, "en la ciencia, lo bello no
está en la presa, sino en la caza ".
7
I .
E L
I N I C I O
EL DESCENSO DE KUKULKÁN
EN EL sureste de la República Mexicana, a poco más de 100
km de Mérida, se yerguen las imponentes ruinas de la
ciudad prehispánica de Chichén-Itzá, la "boca del pozo de
los itzaes" en lengua maya. Cientos de turistas las visitan
día con día, atraídos por su enigmática belleza; pero al
acercarse los equinoccios de primavera (21 de marzo) y de
otoño (22 de septiembre) el número de visitantes aumenta
de manera impresionante, y han llegado a sobrepasar las
60 000 almas en los días precisos de los equinoccios. ¿Qué
tienen de especial esas fechas? ¿Qué es lo que atrae a tales
multitudes?
Se trata del célebre fenómeno conocido como "el descenso
de Kukulkán", un maravilloso juego de luces y sombras que
arquitectura y naturaleza, unidas, nos ofrecen sólo en esas
fechas, en la pirámide conocida como "El Castillo".
El espectáculo es fascinante. Al amanecer la luz del Sol y la
sombra de la arista noreste de la pirámide se combinan
para producir la imagen de una serpiente (Kukulkán) sobre
una de las paredes de la escalinata norte. Y ése es sólo el
principio. Ante el asombro del espectador, la imagen de la
"serpiente", que en sí misma ya es algo maravilloso, no
permanece estática, sino que va descendiendo lentamente
a lo largo de la escalinata conforme avanza el día.
¡Kukulkán desciende a la Tierra!
8
Figura 2. La pirámide del Castillo, en Chichén-Itzá, durante un equinoccio.
En el costado de la escalera izquierda aparece una sombra que se mueve a
lo largo del día. La parte iluminada y la cabeza de piedra, situada en la
parte inferior de la escalera, simula una serpiente.
Horas después, al atardecer, el proceso se invierte y la
imagen de Kukulkán asciende majestuosamente por el
muro opuesto de la misma escalinata hasta que,
finalmente, el espectáculo concluye con la puesta del Sol
dejando en el afortunado espectador un recuerdo
imborrable.
Es indudable que "el descenso de Kukulkán" tiene un efecto
emotivo directo sobre el espectador. Pero no es el único.
También despierta en él una gran admiración y un profundo
respeto por los astrónomos mayas, cuyos precisos
conocimientos de los movimientos de los astros permitieron
diseñar un espectáculo tan increíble. Esos conocimientos
tuvieron que surgir de un cuidadoso estudio del cielo y,
según veremos, no fueron privativos de la cultura maya; los
compartieron prácticamente todas las culturas de la
antigüedad. Son una consecuencia del interés del hombre
por el Universo en que vive y por cada una de sus partes:
por el Sol, por la Luna, por los planetas y por las estrellas.
Son, en fin, los cimientos de esa formidable estructura que
hoy llamamos "astronomía".
LOS PLANETAS ENTRAN EN ESCENA
Es indudable que los primeros hombres tuvieron que
dedicar la mayor parte de su tiempo a la lucha por la
supervivencia. Y cazando animales o huyendo de ellos,
resguardándose de la lluvia, protegiéndose de los rayos o
temblando de miedo ante terremotos, incendios e
inundaciones, poco tiempo les debe haber quedado para la
contemplación del cielo. A pesar de ello, no debió de
transcurrir mucho tiempo antes de que se dieran cuenta de
que había un objeto en el cielo que jugaba un papel
preponderante en sus vidas: el Sol, cuya sola presencia en
el firmamento infundía bienestar y seguridad y cuya
ausencia, en cambio, provocaba desconfianza y miedo. Es,
así, fácil de imaginar la angustia con que deben de haber
presenciado cada puesta de Sol, temerosos ante la
posibilidad de que su desaparición fuese definitiva, e
igualmente fácil es imaginar la esperanza y la avidez con
que habrán contemplado el horizonte a la espera de cada
nuevo día. Fue a través de esta contemplación como, poco
a poco, se fueron familiarizando con los astros y con sus
movimientos, y fue este conocimiento el que habría de
conducir, a la larga, al descubrimiento de los planetas.
9
La palabra "planeta" se deriva del griego (), que
significa "(cuerpo) errante, vagabundo". ¿Por qué se utilizó
ese término para describir a ciertos astros? ¿Qué tenían de
especial? Para comprenderlo veamos primero cuáles son los
movimientos más evidentes de los astros que aprecia un
observador situado en la Tierra.
Si se observa el firmamento durante un par de horas, en
una noche despejada, es fácil percatarse de que las
estrellas se mueven; pero no al azar, cada una por su lado,
sino todas exactamente de la misma manera (de este a
oeste), de tal forma que sus posiciones y distancias
relativas son siempre las mismas. En otras palabras, si un
grupo cualquiera de estrellas forma, en un momento dado,
cierta figura en algún lugar del cielo, horas más tarde las
mismas estrellas seguirán formando exactamente la misma
figura, sólo que ésta se habrá desplazado, como un todo,
hacia el oeste. Este hecho ya era bien conocido hace al
menos 10 000 años, e indujo a los hombres primitivos a
agrupar a las estrellas en "figuras", según su conveniencia
e imaginación. Estas figuras invariables se conocen, hoy
día, como "constelaciones". En la actualidad sabemos que
su lento desplazamiento en el cielo (de este a oeste) es
simplemente el reflejo de la rotación de la Tierra sobre sí
misma en sentido opuesto (esto es, de oeste a este). Pero
los primeros hombres creían que la Tierra estaba inmóvil así
que, para explicar este comportamiento, se vieron
obligados a suponer que las estrellas estaban "incrustadas"
en un enorme cascarón esférico —la "bóveda celeste"— que
giraba alrededor de la Tierra. En síntesis, para ellos las
estrellas estaban "fijas" y, por ello, las constelaciones eran
inmutables. Si parecían moverse era tan sólo porque la
bóveda celeste, en su constante giro alrededor de la Tierra,
las acarreaba con ella.
10
Figura 3. Los persas agrupaban así las estrellas de la constelación de
Acuario, hacia el año de 1650
Es conveniente notar que, dado que con las estrellas
visibles a simple vista se pueden "construir" infinidad de
figuras diferentes, lo más probable es que cada tribu
prehistórica haya tenido sus propias constelaciones de
acuerdo con su muy particular forma de vivir y de pensar.
De hecho, las que usaron las grandes culturas del pasado
eran, en general, diferentes de las actuales y diferentes
entre sí. Pero lo que aquí nos interesa no es la evolución de
las constelaciones, sino el hecho de que, mientras
identificaban a los miles de estrellas "fijas", los hombres
primitivos identificaron también a unos cuantos objetos
celestes
que
se
movían
respecto
a
ellas
con
desplazamientos caprichosos e impredecibles. Obviamente
estos objetos no estaban fijos a la bóveda celeste, puesto
que se desplazaban entre las estrellas, y estos astros
errantes, estos "vagabundos" del cielo, son los planetas.
LOS PRIMEROS
El descubrimiento de los planetas se pierde en la bruma de
la prehistoria. Sólo sabemos que cuando las primeras
civilizaciones comenzaron a establecerse, hace poco más de
cinco mil años, ya se habían identificado siete. Estos siete
fueron conocidos por todas las grandes culturas del pasado,
por lo cual se les suele llamar "los siete planetas de la
antigüedad". Son, con sus nombres actuales, el Sol, la
Luna, Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno.
Figura 4. A diferencia de las estrellas que permanecen en posiciones fijas
unas con respecto de otras, los planetas describen trayectorias
caprichosas en la bóveda celeste, vistas desde la Tierra.
11
Es posible que la inclusión del Sol y la Luna entre los
planetas sea vista con extrañeza ya que, hoy día, no se les
considera como tales. Pero hay que recordar que, en la
antigüedad, se le llamaba "planeta" a cualquier astro que se
desplazara respecto a las estrellas "fijas"; y como este
comportamiento
lo
presentan
los
siete
objetos
mencionados, incluyendo al Sol y a la Luna, estos últimos
fueron incluidos en el grupo. Más adelante veremos que el
término "planeta" tiene, hoy día, un significado más
restringido, que excluye tanto al Sol como a la Luna.
El temprano reconocimiento de estos siete cuerpos se
debió, sin duda, a que son fácilmente identificables a simple
vista, lo cual queda corroborado por el hecho de que
tuvieron que pasar más de 20 siglos para que, ya con la
ayuda del telescopio, se añadiera uno más a la lista (que
fue Urano). Después se descubrieron dos más (Neptuno y
Plutón, este último ya en nuestro siglo), pero esa parte de
la historia la veremos a su debido tiempo.
Es muy probable que nunca logremos averiguar cómo y
cuándo se descubrieron los primeros planetas. Sin
embargo, algo se puede decir al respecto, utilizando tan
sólo un poco de lógica y de sentido común.
De los siete, el que se desplaza más rápidamente entre las
estrellas es la Luna. Su movimiento es tan veloz que son
suficientes unas horas de observación para detectarlo.
Como, además, su brillo, sus dimensiones y sus cambios de
apariencia (las "fases") la convierten en un objeto
particularmente conspicuo, es más que natural atribuirle el
honor de haber sido el primer planeta que se identificó.
El segundo en la lista debe de haber sido el Sol. Aunque,
obviamente, se le prestaba más atención que a la Luna, su
movimiento entre las estrellas es mucho más difícil de
percibir (es 12 veces más lento), siendo necesarios varios
días de observación para detectarlo. ¡Un momento!, dirá el
lector. ¿Cómo es posible darse cuenta de que el Sol se
mueve respecto a las estrellas, si cuando está en el cielo las
estrellas no son visibles? Esto es totalmente cierto, pero a
pesar de ello, hay varias maneras de hacerlo. La más
sencilla y, por ende, la que probablemente evidenció por
vez primera su movimiento, consiste en observar por varios
días consecutivos su salida o su puesta (en el léxico
astronómico, a la salida de un astro se le designa como su
"orto" y a su puesta como su "ocaso", términos que
usaremos a partir de este momento). Cualquiera puede
hacer el experimento. Supongamos, por ejemplo, que
12
observamos un amanecer y que hacia el este, más o menos
por donde va a salir el Sol, conseguimos localizar una
estrella muy cercana al horizonte. Unos minutos más tarde
habrá amanecido y la estrella en cuestión ya no será
visible. Si al día siguiente (o, mejor dicho al amanecer
siguiente) observamos con atención a la misma estrella,
exactamente a la misma hora que el día anterior,
notaremos que su posición respecto al horizonte ha
cambiado; se localizará un poco (muy poco) más "arriba":
más alta en el cielo. Y si seguimos contemplando
amaneceres comprobaremos que cada día la estrella se va
localizando más alta en el cielo en el momento del
amanecer. De hecho, cada día transcurrirán cuatro minutos
más que en el anterior entre el orto de la estrella y el del
Sol. Y como la estrella es "fija", es inevitable concluir que el
que se mueve es el Sol, el cual, por lo tanto, fue para los
antiguos un "planeta".
Figura 5. Movimiento aparente del Sol respecto de las estrellas.
Observando su posición respecto de las "estrellas fijas" en días sucesivos,
se puede comprobar que cada día sale 4 minutos después que las estrellas
junto a las que se encontraba el día anterior.
Cabe aquí mencionar, antes de proseguir, que cuando la
salida de un astro cualquiera coincide con la del Sol, los
astrónomos dicen que tiene lugar el "orto helíaco" de ese
astro: "orto" porque se refiere a su salida y "helíaco"
porque lo hace con el Sol (Helios, entre los griegos). Más
adelante veremos que el orto helíaco de Sirio, la estrella
más brillante a simple vista, tuvo un papel muy importante
en el antiguo Imperio egipcio
LOS VERDADEROS PLANETAS
Los cinco objetos restantes son "verdaderos" planetas, esto
es, son planetas de acuerdo con la definición actual, a
diferencia del Sol y la Luna que, con el tiempo, cambiaron
13
de categoría. De los cinco, Venus fue, sin duda, el primero
que se identificó como planeta, ya que, por un lado, su
movimiento respecto a las estrellas es relativamente rápido
(sólo Mercurio es más veloz) y, por el otro, es el objeto más
brillante del cielo después del Sol y la Luna. Es tan
espectacular que en innumerables ocasiones se le ha
tomado por un "platillo volador". Es más, la mayor parte de
los reportes de OVNIS que se han recibido —y que se siguen
recibiendo— son simples confusiones con él, lo cual
demuestra, de paso, que el hombre actual está muy poco
familiarizado con el cielo. En síntesis, Venus es el "objeto
volador no identificado" más común y más identificado.
Los planetas que se descubrieron en cuarto, quinto y sexto
lugar deben haber sido Marte, Júpiter y Saturno,
respectivamente. De los tres, Marte es el que llega a ser
más brillante (aunque, en promedio, Júpiter lo supera), el
que se mueve más rápido entre las estrellas y, por si todo
esto fuera poco, es de un color rojo intenso que resulta
mucho más notable y atractivo que el blanco "común y
corriente" de Júpiter o el blanco amarillento de Saturno. La
lógica indica, por tanto, que fue el cuarto de la lista.
Entre Júpiter y Saturno tampoco hay duda. Júpiter es
siempre más brillante y su movimiento respecto a las
estrellas es dos veces más rápido que el de Saturno, así
que, en orden de descubrimiento, Júpiter debe haber sido el
quinto y Saturno el sexto.
De todo lo anterior se desprende que Mercurio tuvo que ser
el séptimo y último en descubrirse. ¿Es razonable esta
conclusión? La respuesta es un rotundo sí. Mercurio es, en
efecto, el planeta más difícil de ver a simple vista. Y no —
como podría pensarse— porque sea muy débil, ni porque su
movimiento entre las estrellas sea muy lento —llega a ser
diez veces más brillante que Saturno y es el planeta que se
mueve más rápido—, sino porque se mantiene siempre tan
cerca del Sol que se ve opacado por su fulgor. De hecho,
nunca se le puede ver en un cielo totalmente oscuro. Sólo
llega a ser visible, a simple vista, poco antes del amanecer
(hacia el este) o poco antes del anochecer (hacia el Oeste),
pero siempre muy cerca del horizonte e inmerso, por tanto,
en el resplandor del Sol. Es tan difícil de observar que lo
más probable es que el lector nunca lo haya visto. El mismo
Copérnico, celebérrimo astrónomo del siglo XV de quien nos
ocuparemos más adelante, escribió que una de sus mayores
frustraciones era no haberlo visto jamás.
EN EL PRINCIPIO FUE EL TIEMPO
14
Es alarmante advertir cómo aumenta, día con día, el
número de personas que valoran las cosas sólo en términos
de su utilidad práctica o de su productividad económica.
Ello demuestra, una vez más, que el hombre no aprende de
sus propios errores, ya que la historia registra innumerables
casos en los que productos "inútiles" del intelecto humano
—tales como poesía, música o descubrimientos científicos
"puros"— tuvieron un papel preponderante en el progreso
de
la
humanidad.
Un
ejemplo
de
lo
anterior,
particularmente ilustrativo, es el movimiento de los astros
que, estudiado en un principio por mera curiosidad,
proporcionó a la larga la solución de un problema de gran
trascendencia tanto práctica como filosófica: la medición del
tiempo.
El origen de nuestras unidades básicas de tiempo —el día,
el mes y el año— es, en efecto, astronómico y se pierde en
las brumas de la prehistoria. De hecho, las civilizaciones
más antiguas de las que se conservan registros (la china, la
sumeria y la egipcia) ya las conocían y las usaban
cotidianamente. La razón es evidente. Los fenómenos
astronómicos presentan una notable regularidad y, en
consecuencia, debió de transcurrir muy poco tiempo antes
de que el hombre se percatara de que podía aprovechar a
los astros como indicadores del paso del tiempo. Y,
lógicamente, utilizó a los más ligados a su vida diaria: el Sol
y la Luna.
La primera unidad de tiempo que se reconoció y se utilizó
fue, sin duda, el "día". No sólo es la más obvia, por ser la
de menor duración, sino que además está íntimamente
relacionada con las actividades vitales de hombres, plantas
y animales. Para los antiguos, un "día" fue, simplemente, el
intervalo de tiempo en el cual el Sol le daba una vuelta
completa a la Tierra; o dicho de otra manera, el intervalo
de tiempo entre dos pasos sucesivos del Sol por un mismo
punto del cielo —por encima de sus cabezas,— por ejemplo.
Actualmente sabemos que lo que ocurre en realidad es que
la Tierra gira sobre su eje, como un trompo (movimiento de
rotación), de tal manera que un día es, de hecho, el tiempo
en el cual la Tierra da una vuelta completa sobre sí misma
respecto al Sol. Pero, desde luego, este cambio en nuestro
punto de vista no influye en la duración del "día": un día
"mide" lo mismo definiéndolo de cualquiera de las dos
maneras: la antigua o la moderna.
Poco a poco se fue haciendo necesario medir intervalos de
tiempo con una precisión cada vez mayor, y surgieron así
15
las subdivisiones del día que hoy conocemos: la hora (que,
como es bien sabido, es la veinticuatroava parte de un día),
el minuto (la sesentava parte de una hora) y el segundo (la
sesentava parte de un minuto). Pero estas unidades no son
fundamentales, sino derivadas.
Otra unidad de tiempo, más larga, pero también muy
evidente, se derivó de los cambios de apariencia de la Luna
—sus "fases", como las llaman los astrónomos—: luna llena,
luna nueva, cuarto creciente, etc. Al intervalo de tiempo
entre dos fases iguales (sucesivas se le llama un "mes
lunar". Así, por ejemplo, entre dos lunas llenas (sucesivas)
o entre dos cuartos menguantes (sucesivos) transcurre
exactamente un mes lunar. Esta unidad de tiempo fue
ampliamente utilizada en el pasado, sobre todo en relación
con ciertos ritos religiosos, pero en nuestros días
prácticamente ya no se usa, por razones que se expondrán
más adelante. Hay, sin embargo, algunas honrosas
excepciones, como el caso del calendario musulmán, que
sigue siendo lunar, y como su uso por la religión católica
para determinar la fecha del domingo de ramos (por eso
hay astrónomos en el Vaticano). Y hay, también,
"deshonrosas" excepciones, como su aplicación —¡en pleno
siglo XX!— en la práctica de ciertas dietas "milagrosas",
dietas que, desde luego, funcionarían igual si no existiera la
Luna.
De las tres unidades de tiempo fundamentales de origen
astronómico, la última en descubrirse, por ser la más larga,
debe haber sido el "año". Para los antiguos, un año era el
intervalo de tiempo entre dos pasos sucesivos del Sol por el
mismo punto de la bóveda celeste. Ocurre, en efecto, que
el movimiento del Sol entre las estrellas (recuérdese que
por ese movimiento se le consideraba un planeta) no se
realiza al azar, sino recorre siempre el mismo camino, y el
año es, precisamente, el tiempo que tarda en recorrerlo por
completo. Así, por ejemplo, si en un momento dado el Sol
coincide con una cierta estrella, volverá a coincidir con ella
exactamente un año más tarde. A la trayectoria del Sol en
la bóveda celeste se le llama la "eclíptica". Hoy en día
sabemos que este recorrido del Sol entre las estrellas es
sólo aparente; es, simplemente, el reflejo del movimiento
de la Tierra en torno a él (movimiento de traslación). En
efecto, conforme la Tierra se va trasladando a su alrededor
lo vamos viendo proyectado sobre diferentes puntos de la
bóveda celeste y es este fenómeno el que nos produce la
impresión de que se va desplazando entre las estrellas.
Como vemos, la eclíptica no es otra cosa que la proyección
de la órbita de la Tierra en la bóveda celeste. Vemos,
también, que otra manera de definir el año es como el
16
intervalo de tiempo en el cual la Tierra le da una vuelta
completa al Sol, que es la definición que todos conocemos
(pero que no es la original).
Figura 6. Durante el año, el Sol se va viendo, desde la Tierra, proyectado
sobre las constelaciones del Zodiaco, llamadas así porque muchas de ellas
llevan nombres de animales.
Mientras el hombre fue nómada, el año fue una unidad sin
ninguna utilidad práctica. El día y el mes lunar resultaban
ser unidades de tiempo más que suficientes para las
necesidades de tribus que dependían por completo de la
caza, la pesca y la recolección. Pero con el advenimiento de
la agricultura esta situación cambió radicalmente. La
necesidad de determinar con precisión la duración del ciclo
de las estaciones adquirió una importancia enorme en la
vida de aquellos hombres y no debió de transcurrir mucho
tiempo antes de que se dieran cuenta de que el año
reflejaba con una increíble exactitud ese ciclo. Y fue por ello
que decidieron sacrificar al mes lunar en aras del año solar,
práctica que se ha mantenido hasta nuestros días.
Con el tiempo surgió la necesidad de crear un calendario, y
éste fue uno de los problemas más apasionantes que
tuvieron que resolver los astrónomos de la antigüedad. Por
desgracia, exponer aquí las dificultades que este problema
plantea y las soluciones que se le fueron dando a lo largo
de la historia nos apartaría demasiado del tema central del
libro, motivo por el cual no entraremos en más detalles.
NACE LA ASTRONOMÍA
Hace unos cinco mil años, tuvo lugar un acontecimiento que
habría de ser decisivo en la evolución cultural de la especie
17
humana: se inventó la escritura, ese maravilloso medio de
comunicación que nos permite establecer contacto con
nuestros semejantes a través del espacio y del tiempo. No
es aquí el lugar ni el momento de analizar su trascendencia
en el desarrollo del intelecto, pero sí es importante hacer
notar que la capacidad de registrar en forma permanente
los fenómenos naturales fue fundamental en el desarrollo
de todas las ciencias. En la astronomía, en particular, una
gran variedad de fenómenos tienen duraciones que
sobrepasan, con mucho, la duración de una vida humana, y
sólo ha sido posible descubrirlos comparando observaciones
separadas por grandes intervalos de tiempo.
Los escritos astronómicos más antiguos que conocemos
pertenecen a la llamada cultura mesopotámica, que se
desarrolló entre los ríos Tigris y Éufrates, en el Oriente
Medio, a lo largo de los 5 000 años anteriores a nuestra
era. Aunque a los mesopotámicos se les suele dar el
nombre genérico de "caldeos" o "babilonios" no fueron
éstos los únicos habitantes de la región. Se establecieron
primero los sumerios, después los acadios y por más de 2
000 años babilonios y asirios se disputaron la supremacía.
Durante el auge de uno de los periodos de dominación
asiria, cuando el reino se extendía desde el Nilo hasta el
Cáucaso, Asurbanipal (668-626 a.C.), el último de los
grandes reyes asirios, decidió construir en su palacio, en
Nínive, una magna biblioteca. Es muy probable que su
motivo principal haya sido el deseo de perpetuar sus
conquistas, pero el hecho es que también recopiló
innumerables textos babilonios y, gracias a ello, los
historiadores han logrado reconstruir una buena parte de la
historia de la región.
No se sabe cuántos textos había en la biblioteca, pero en
sus ruinas se encontraron alrededor de 22 000 tablillas de
arcilla, escritas en la curiosa escritura cuneiforme tan
característica de esa civilización. Las que contienen material
de interés astronómico consisten casi siempre en registros
de observaciones o predicciones hechas durante el periodo
2800-607 a.C. Su lectura (cuando se ha logrado descifrar,
lo cual no siempre ocurre) nos permite darnos cuenta del
nivel astronómico que se había alcanzado. Considérese, por
ejemplo, el siguiente texto de una de las tablillas de la
biblioteca de Asurbanipal que data de hace unos 2 600
años: "El 15 del mes de Ululu la Luna fue visible al mismo
tiempo que el Sol: el eclipse no ocurrió." Se ve
inmediatamente que, en esas fechas, la predicción de
eclipses aún no era muy de fiar y los mismos astrónomos
de la época reconocían su error con toda honestidad. Esto
18
es muy importante, pues en nuestros días se ha puesto de
moda el hablar, sin ningún fundamento, de los "increíbles"
conocimientos que poseían algunas de las civilizaciones más
antiguas, o de los "asombrosos" descubrimientos que
hicieron. Estas afirmaciones son totalmente falsas, según
acabamos de ver, y quienes las hacen suelen buscar tan
sólo notoriedad o algún beneficio personal.
Figura 7. Escultura mesopotámica que muestra algunas de las
constelaciones del Zodiaco. Es fácilmente reconocible el Escorpión.
Sin embargo, es indudable que los mesopotámicos fueron
excelentes observadores para su época. Establecieron con
bastante precisión la duración del año y la del mes lunar
(de hecho su calendario era lunar, lo cual, dicho sea de
paso, es otra prueba de atraso); conocieron la eclíptica y
desarrollaron un Zodiaco que, en lo básico, es el que se
sigue usando (constelaciones "actuales" como el Toro, el
León y el Escorpión se han identificado en monumentos
suyos de hace más de 30 siglos) e incluso se ha hablado de
que descubrieron los "saros", o sea, los ciclos de los
eclipses, aunque esto último no es seguro. Pero estos
conocimientos revelan tan sólo una minuciosa observación
del cielo y son totalmente compatibles con su nivel
tecnológico así que no es necesario invocar ni ayudas ni
inspiraciones "misteriosas" para explicarlos. De hecho, el
interés que tuvieron en el cielo, que los motivó a estudiarlo,
se originó por su creencia en la posibilidad de predecir el
futuro a través de él.
El germen de esta idea puede apreciarse en muchas de las
tablillas. Así, por ejemplo, en otra tablilla de la misma
época que la anterior se lee: "El planeta Mercurio se puede
ver. Cuando Mercurio es visible en el mes de Kislou, habrá
robos en el país." En síntesis, cada vez que Mercurio
19
estuviera en un cierto lugar del cielo, habría robos.
Probablemente, la idea se le ocurrió a los sacerdotes (que
eran los encargados de observar el cielo para medir el
tiempo y anunciar los momentos adecuados para llevar al
cabo las festividades religiosas) como consecuencia de que
muchos fenómenos naturales sí son predecibles a través de
los astros —el día y la noche, las estaciones, los eclipses,
etc. Sea como fuere, el caso es que decidieron que el
acontecer humano está escrito en la bóveda celeste. Y fue
así como a los caldeos les cupo el dudoso honor de inventar
la astrología, esa falsa "ciencia" que pretende predecir el
futuro con base en las posiciones de los astros y que, por
desgracia, sigue contando con innumerables adeptos aún
en nuestros días.
PIRAMIDOLOGÍA
La civilización egipcia es una de las que más ha apasionado
al hombre a través de los siglos. La sola mención de la
palabra "Egipto" despierta en nuestra mente imágenes de
suntuosas cortes faraónicas, de exóticas odaliscas o de
misteriosos sacerdotes. Sin embargo, pocas culturas han
sido más estudiadas y analizadas; numerosos arqueólogos,
antropólogos e historiadores han dedicado su vida a
investigarla y sus resultados y conclusiones han generado
volúmenes que llenarían bibliotecas enteras. ¿A qué se
debe, entonces, que siga conservando ese halo de misterio
tan especial? Tal vez sólo aquellos que han tenido la fortuna
de contemplar "en vivo y en directo" las ruinas de sus
majestuosas construcciones conozcan la respuesta.
Figura 8. Vista panorámica del grupo de pirámides de Giza. La Gran
Pirámide fue mandada a construir por el faraón Jufu.
20
Desafortunadamente, la misma magnificencia de esas
ruinas, que tanta admiración y respeto despierta en el
visitante de mente clara y abierta, ha inducido a algunos
individuos de mente débil y enfermiza a elaborar teorías, a
cual más descabellada, para explicar su origen, dando a
entender, de paso, que los antiguos egipcios eran incapaces
de semejante labor. La teoría más común afirma que estos
espléndidos monumentos no fueron erigidos con fines
comunes y corrientes, sino que fueron diseñados para
preservar, de forma inteligible sólo a ciertos "iniciados", los
profundos
conocimientos
que
una
raza
superior
(probablemente extraterrestre) reveló a los constructores.
Por desgracia, este tipo de ideas no ha sido superado
todavía.
De los monumentos egipcios que han sobrevivido hasta
nuestros días, la Gran Pirámide es, con mucho, el que más
ha atraído a los buscadores de "misterios"; de hecho, fue
ella la que dio origen a la piramidología, tan de moda en
nuestros días.
La Gran Pirámide se encuentra en Giza, cerca de El Cairo,
formando parte, junto con otras dos pirámides y la Esfinge,
de uno de los grupos arquitectónicos más famosos de todo
el mundo. El rey Jufu (O Khufu, o Cheops) ordenó la
construcción de su tumba —la Gran Pirámide— hacia el año
2550 a.C. (aunque, según algunos libros, fue en el 2560), y
ésta es, junto con sus dos compañeras y la Esfinge, la única
de las siete maravillas del mundo antiguo que ha
sobrevivido hasta nuestros días. No es aquí, desde luego, el
lugar
más
adecuado
para
entrar
en
detalles
"piramidológicos", pero sí es interesante mencionar algunos
puntos, sobre todo porque ilustran la manera tendenciosa
en que se suelen presentar los argumentos que "apoyan"
este tipo de teorías.
Los
primeros
intentos
por
encontrar
relaciones
numerológicas en la Gran Pirámide son muy antiguos, pero
puede considerarse que el iniciador de la "piramidología
moderna" fue un editor y vendedor de libros londinense
llamado John Taylor (por cierto que en su libro Buscadores
de estrellas, Colin Wilson, defensor de la piramidología, se
refiere a él como "el matemático John Taylor", dándole así
un falso status científico que sirve para impresionar al lector
poco avezado). Taylor, intrigado por el hecho de que ni en
los jeroglíficos egipcios grabados en piedra ni en los
dibujados en los papiros aparecían datos astronómicos,
decidió gratuitamente que éstos deberían de estar ocultos
en algún lado, ¡y dónde mejor que en la Gran Pirámide!
Tras comparar pacientemente los datos con que contaba,
21
encontró que la altura de la pirámide era 1/270 000 de la
circunferencia de la Tierra. ¡Asombroso descubrimiento!
"Los egipcios", concluyó, "¡conocían las dimensiones de
nuestro planeta!".
Este es un ejemplo típico de cómo presentan los
charlatanes sus resultados. No es que el hecho en sí no sea
verdadero (lo cual, por cierto, estaría por verse, ya que la
altura original de la pirámide no se conoce con precisión),
sino que la manera de interpretarlo es engañosa. En otras
palabras: ¿qué tiene de especial que la altura de la Gran
Pirámide sea 1/270 000 de la circunferencia de la Tierra? La
envergadura de un Boeing 720 de pasajeros es
exactamente una millonésima parte de la circunferencia
ecuatorial de la Tierra, y es obvio que la existencia de esta
"asombrosa" relación no demuestra absolutamente nada.
Figura 9. La Gran Pirámide. Nótese que fue construida con enormes
bloques de granito, que tuvieron que ser acarreados en barcas, desde
grandes distancias, por el río Nilo.
John Taylor encontró más relaciones de este tipo y con
todas ellas publicó, en 1859, un libro titulado The Great
Pyramid, Why it Was Built and Who Built it. Aunque sus
ideas son relativamente ingenuas, tuvo la fortuna de
impresionar al entonces astrónomo real de Escocia, Charles
Piazzi Smyth, quien se arrogó la tarea de concluir la labor
de su "maestro". Poseedor de un conocimiento astronómico
mucho mayor que el de Taylor y con una experiencia
también mucho mayor en la búsqueda de relaciones
matemáticas, Smyth no tardó en realizar nuevos
descubrimientos "asombrosos". El más famoso (o, al
menos, el que se menciona con mayor frecuencia) es que el
cociente del semiperímetro de la base de la pirámide entre
la altura de la misma es igual a  (pi). La manera en que
22
llegó a este resultado es sensacional. Como no se conocía la
altura de la pirámide, tuvo que deducirla a partir del ángulo
que forma cada uno de los lados con la horizontal. Este
ángulo es de alrededor de 52 grados, y Smyth postuló que
debió haber sido de 51° 51'14.3". Como consecuencia, la
altura debió ser de 148.21 metros y, por tanto, el cociente
del semiperímetro a la altura era exactamente . ¡Se
necesita mucho descaro para anunciar este resultado como
"descubrimiento"! En realidad, él mismo lo forzó, ajustando
el ángulo al valor adecuado. Y son esta clase de métodos
los que aplicó en toda su investigación. Es más, aun
suponiendo que el cociente hubiera sido, en efecto, 3.14159
(el valor correcto de , que es el que obtuvo Smyth), esto
no habría demostrado nada, puesto que, para los egipcios,
 valía 3.16, según se específica claramente en el "Papiro
Rhind".
Se suele mencionar, también, que los lados de la pirámide
están orientados, con gran precisión, en las direcciones
norte, sur, este y oeste. Esto es cierto, pero no tiene nada
de especial. Abundan las estructuras antiguas orientadas
hacia los puntos cardinales (en México, sin ir más lejos,
contamos con varios ejemplos), y en el propio Egipto, en
particular, la evolución de las técnicas de construcción de
pirámides, entre las que se incluye su orientación, está
ampliamente documentada. Así, por ejemplo, la pirámide
escalonada de Zoser, en Sakkara, que fue edificada un siglo
antes que la Gran Pirámide (esto es, alrededor del año
2650 a. C. ), muestra todavía un error muy grande en su
orientación (de 4 grados, aproximadamente).
En síntesis, la historia nos ha mostrado que los egipcios
estaban perfectamente capacitados para construir sus
monumentos y que las pirámides, en particular, eran
simplemente tumbas. Es más, no sólo no requirieron de
ayuda "extraterrestre" para edificarlas, ni intentaron ocultar
en ellas sus "elevados" conocimientos astronómicos, sino
que parece ser que ni siquiera tuvieron estos elevados
conocimientos. En efecto, hasta la fecha no se ha
encontrado ninguna evidencia de que hayan hecho
observaciones sistemáticas de la Luna, de los planetas o de
las estrellas, ni de que hayan contado con la tecnología
adecuada para llevarlas al cabo, aunque sus mitos y su
poesía revelan que creían en la existencia de una profunda
relación entre los mundos terrenal y celeste.
Como todos los pueblos de la antigüedad, agruparon a las
estrellas en constelaciones, algunas de las cuales coinciden
con las nuestras —como la Osa Mayor, que para ellos era el
"Toro"—, mientras que otras —como el "Cocodrilo"— no
23
parecen tener equivalencia. La única estrella que parece
haber tenido un significado especial es Sirio, la estrella más
brillante del cielo, a la cual llamaban "Sothis". Es probable
que su importancia se haya debido a que hubo una época
(hacia el año 4200 a.C.) en que su orto helíaco coincidía,
aproximadamente, con la crecida del Nilo, el suceso más
trascendental en el antiguo Egipto. Es más, su contribución
astronómica más importante se derivó, precisamente, de la
crecida del Nilo. Como el fenómeno ocurre a intervalos
aproximadamente de 365 días, los egipcios introdujeron
una nueva unidad de tiempo (el "año" de 365 días) que les
permitía predecir el acontecimiento. Aunque el valor del año
egipcio difiere del número exacto del año actual (que es
365.2422 días), su introducción constituyó un avance
considerable en la medición del tiempo; tan es así que,
junto con el día, es la unidad de tiempo más usada
actualmente.
I I .
P R I M E R O S
P A S O S
ANTECEDENTES
DURANTE más de 2000 años, la hegemonía cultural del
mundo civilizado correspondió a Egipto y a Mesopotamia
(China y la India también habían alcanzado un alto nivel
cultural, pero sólo ellas lo sabían puesto que habían
permanecido aisladas del resto del mundo); pero para fines
del siglo VII a.C. la situación había cambiado
apreciablemente. Después de cumplir gallardamente con su
papel en la historia, ambas civilizaciones se enfrentaban a
su inminente decadencia: Nínive acababa de sucumbir ante
los
embates
de
medos
y
babilonios
—aliados
temporalmente contra la tiranía asiria— y en sólo 150 años
más tanto Egipto como Mesopotamia habrían de convertirse
en simples colonias persas. El escenario estaba listo para
que una nueva cultura entrara en acción: la cultura griega.
La importancia de la influencia griega en el pensamiento
occidental no puede ser menospreciada. A ella debemos,
entre otras muchas cosas, el nacimiento de lo que ahora
llamamos "pensamiento científico". Es cierto, desde luego,
que los egipcios fueron excelentes arquitectos, y que fueron
particularmente hábiles en el diseño y en la manufactura de
24
herramientas de gran utilidad, y es cierto, también, que los
caldeos fueron brillantes observadores del cielo y notables
recopiladores de datos. Pero en ambos casos, el desarrollo
y la recopilación de conocimientos se hizo con fines
esencialmente prácticos (la construcción de tumbas más
seguras para sus reyes o una predicción más precisa de los
acontecimientos)
y
adjudicándole
además
a
esos
conocimientos un cierto sentido "mágico" que los hacía
privativos de unos cuantos "iniciados" (los sacerdotes);
nunca hubo, hasta donde sabemos, un intento de síntesis o
de unificación, ni un planteamiento de los "cómos" o los
"porqués". Es por ello que, a pesar de haber llegado a
constituir un impresionante acervo, sus conocimientos no
alcanzaron nunca la jerarquía de Ciencia (con mayúscula).
Figura 10. Para los egipcios antiguos, la bóveda celeste era la diosa Nut.
según ellos, Nut estaba enamorada de la Tierra, pero el dios del viento se
interponía entre ellos. Todos los días, Ra, el dios del Sol, nacía y moría,
después de recorrer el cuerpo de su madre en una embarcación.
Los griegos, en cambio, abordaron el estudio de la
naturaleza desde una perspectiva totalmente distinta;
valoraron el conocimiento por sí mismo y desecharon al
elemento mágico, místico o sobrenatural de todos sus
intentos por comprender los fenómenos naturales. Desde
luego, esto no quiere decir que la interpretación mística o
esotérica del universo haya desaparecido con los griegos.
No sólo persistió entre ellos sino que, por desgracia, ha
subsistido hasta nuestros días. Pero lo importante es que
trazaron, por primera vez, una línea divisoria entre magia y
ciencia; con ellos, la especie humana entra en la edad de la
razón.
25
JONIA
A fines del siglo VII a.C., Mileto era la ciudad más próspera
del mundo mediterráneo. Fundada unos cuatro siglos antes
en las costas del mar Egeo, en lo que hoy es Turquía, había
ido progresando poco a poco hasta convertirse, bajo el
mando de Trasíbulo, su tirano en turno, en la capital tanto
de la industria (textil) y el comercio como de las artes y la
filosofía. Y fue allí, en medio de esta efervescencia
económica e intelectual, donde nació Tales, fundador de la
escuela jonia de pensamiento y padre de la ciencia
moderna.
La vida y la obra de Tales nos son prácticamente
desconocidas y lo poco que sabemos es a través de terceros
(incidentalmente, esto es válido no sólo para Tales sino
para todos los filósofos griegos anteriores a Platón). Lo que
ha llegado hasta nosotros se reduce a algunas anécdotas
relatadas por Platón, Aristóteles o Heródoto y a algunas
citas que estos autores le atribuyen. Sin embargo, parece
no haber duda de que Tales nació en Mileto, aunque si la
hay en lo que se refiere al año de su nacimiento, que
algunos citan como 624 a.C. y otros (los más) como 640 a
C. (éste es tan sólo un ejemplo de la incertidumbre que
priva en todo lo que a él se refiere). Según Platón, una vez
cayó en un pozo por caminar contemplando las estrellas, lo
que lo convertiría en el proverbial "genio distraído" tan
popular hasta nuestros días; y , según Aristóteles, en cierta
ocasión aprovechó sus conocimientos del cielo —y, en
particular, del clima— para hacer dinero, demostrando así a
un detractor que el saber y la razón podrían también servir
para ese fin si los sabios se lo propusieran.
Pero el hecho más famoso que se le atribuye, y que, según
cuenta Heródoto, más contribuyó a su fama, es el haber
predicho un eclipse total de Sol que ocurrió en 584 a.C.
Esta sola anécdota sería suficiente para demostrarnos que
no hay que confiar demasiado en los testimonios que nos
llegan de muy lejos en el tiempo, ya que en la época de
Tales era imposible predecir eclipses de Sol; los de Luna, tal
vez, puesto que son visibles en toda la Tierra, pero los de
Sol requieren de una comprensión relativamente profunda
de los mecanismos involucrados de la que carecían no sólo
los griegos de la época de Tales sino hasta culturas mucho
más avanzadas. De hecho, la única idea astronómica
atribuida a Tales que es congruente con su tiempo es que la
Tierra (el mundo, para él) es un disco flotando en agua.
26
En síntesis, si a Tales se le ha llamado el "padre de la
ciencia no ha sido por sus conocimientos —que, a fin de
cuentas, no eran muy superiores a los de egipcios o
babilonios (de quienes, por cierto, parece haberlos
adquirido)— sino por haber introducido una nueva manera
de pensar, una nueva actitud ante el Universo en la cual se
le presupone inteligible y regido por leyes simples y
asequibles al intelecto humano. Fueron la magnitud y la
trascendencia de este paso las que le confirieron la
inmortalidad.
LA MÚSICA DE LAS ESFERAS
Tales había sembrado la semilla de la ciencia pero, para que
diera frutos, era necesario que otros siguieran sus pasos.
Los hubo, por fortuna, y en abundancia. A través de
pensadores de la talla de Anaximandro y Anaxímenes, la
escuela jónica dominó el panorama intelectual de Grecia por
más de cien años. Pero, sin duda, el filósofo más
importante de la época fue Pitágoras.
Nacido en la isla de Samos, frente a las costas de Jonia,
fundó una escuela que habría de perdurar por un par de
siglos. De hecho, los pitagóricos constituían una secta, más
que una escuela, en la que podían ingresar tanto varones
como hembras; para ser admitido en ella había que hacer
ciertos votos, cuyo riguroso cumplimiento se exigía so pena
de expulsión. Así por ejemplo todo pitagórico que se
preciara de serlo debía ser casto, debía abstenerse de
probar vino, los huevos y las habas (podemos deducir que
Pitágoras aborrecía las habas... ¡y otras cosas!) y no debía
reír. Los estudios no se limitaban a las matemáticas ni a las
ciencias en general sino que también abarcaban la política.
La secta, incluso, llegó a tener un importante poder político
que ejerció influyendo en favor de la oligarquía. Pero todo
en este mundo se acaba, y los pitagóricos no fueron la
excepción: la secta se fue extinguiendo con el paso del
tiempo y, simultáneamente —como suele ocurrir en este
tipo de congregaciones—, la figura de su fundador se fue
exaltando cada vez más. Un dicho afirmaba: "Entre las
criaturas racionales hay dioses y hombres y seres como
Pitágoras" y, entre sus discípulos, la frase "lo ha dicho el
maestro" daba por terminada cualquier discusión.
27
Figura 11. Formulación del teorema de Pitágoras en varios idiomas de la
antigüedad.
Una desafortunada consecuencia de esta mitificación es que
Pitágoras, el hombre, quedó oculto para la posteridad, tras
Pitágoras, el semidiós. Sus mismos discípulos contribuyeron
a ello adjudicándole ideas y descubrimientos hechos por
ellos con el fin de realzar su imagen. Pero su genio y su
grandeza están fuera de toda duda. Nació en Samos, según
dijimos, hacia el año 580 a.C., y durante más de 30 años se
dedicó a viajar y a estudiar. Se llamaba a sí mismo
"filósofo"
(amante
del
saber),
calificativo
que
posteriormente se aplicó a todos los pensadores griegos. Su
visión del mundo fue esencialmente unificadora; en
palabras de Arthur Koestler, "une religión y ciencia,
matemáticas y música, medicina y cosmología, cuerpo,
mente y espíritu, en una inspirada y luminosa síntesis".
Buscó sin cesar la armonía y el orden en el Cosmos (se le
atribuye haber sido el primero en llamar "Cosmos" a los
cielos), y creyó encontrarlos en el "número", al cual le
adjudicó un sentido casi mágico. Para él, cuantificar un
fenómeno no era empobrecerlo sino enriquecerlo.
Su nombre, en nuestros días, se asocia invariablemente con
sus descubrimientos matemáticos —¿quién no ha oído
hablar del "teorema de
Pitágoras"?—, pero sus
contribuciones astronómicas no fueron menos importantes.
Fue el primero en sostener la esfericidad de la Tierra,
aunque sus razones no eran "científicas", sino de "belleza
geométrica", y sus especulaciones sobre la "armonía de las
esferas" inflamaron durante más de diez siglos la
imaginación de decenas de astrónomos, algunos de ellos
tan célebres como el mismo Kepler.
28
Pero... ¿en qué consiste la "armonía de las esferas"? Se
trata de un ejemplo típico del pensamiento pitagórico: una
idea basada en el principio de la armonía universal.
Pitágoras había descubierto que la altura del sonido emitido
por una cuerda tensada (el "tono", como le llaman los
músicos) dependía de la longitud de cuerda, y que los
intervalos entre notas de la escala musical que suenan
agradables al oído corresponden a relaciones numéricas
simples entre las longitudes de las cuerdas. Este
descubrimiento lo llenó de gozo: ¡había dado el paso de
calidad a cantidad! ¡ Había logrado cuantificar una
experiencia humana! De aquí surgió toda su filosofía: si la
armonía musical se reducía a números y los números, a su
vez explicaban el Cosmos, ¡el Cosmos era armonía! Decidió,
entonces, que los planetas debían de producir sonidos
musicales en su lento vagabundeo entre las estrellas,
sonidos que, según él, no percibimos por mera costumbre,
ya que, desde que nacemos, estamos inmersos en ellos.
No es fácil sustraerse al encanto de las ideas pitagóricas; de
hecho, todo científico las comparte de una u otra manera.
Pero, para bien o para mal, la validez de una teoría no se
determina por su valor estético: la "armonía musical de las
esferas" tiene un alto valor poético, pero es falsa El mismo
Pitágoras utilizó la frase "armonía de las esferas" en un
sentido más amplio; su "armonía" no es una armonía
musical, que es relativamente restringida, sino una armonía
más general, una interrelación entre todas las componentes
del Universo: en síntesis, un orden cósmico.
LA EDAD DE ORO DEL PENSAMIENTO
A mediados del siglo VI a.C., Ciro el Grande logró unificar al
Imperio persa e inmediatamente se dio a la tarea de
ampliar sus dominios. Jonia, en pleno auge económico y
comercial, era una presa de lo más apetitosa y no tardó
mucho en caer en sus manos (546 a.C.). Pero los jónicos no
habían nacido para ser esclavos; se rebelaron en el año 499
a.C. y, a pesar de su aparente inferioridad militar, lograron
derrotar a los persas en batallas que han pasado a la
historia, como la de Maratón y la de Salamina.
29
Figura 12. Platón consideraba que la astronomía era solamente útil para
proporcionarle al agricultor y al navegante un conocimiento sobre el
tiempo y las estaciones.
Los persas no intentaron volver y Grecia, fortalecida y
unificada como consecuencia de la guerra, habría de
disfrutar de 50 años de paz. Y cómo los aprovecharon! Las
artes, las ciencias, la medicina y la filosofía florecieron a un
grado tal que este periodo pasó a la historia como "la Edad
de Oro". Sin embargo, este florecimiento no habría de darse
en Jonia, la cual, más debilitada por las guerras que sus
aliados griegos, no tuvo más remedio que delegar en ellos
su hegemonía económica y cultural. Así Atenas se
constituyó en el nuevo líder.
Si bien es cierto que en la Edad de Oro las letras, la filosofía
y la medicina alcanzaron niveles nunca antes vistos, no
puede decirse lo mismo de la astronomía. Ninguno de los
grandes pensadores de la época —Sócrates, Platón y
Aristóteles— contribuyó a su avance con ideas innovadoras
o espectaculares. Sócrates, en particular, parece no haberla
tenido en gran estima. Aunque no se conserva ninguno de
sus escritos, Jenofonte dice en sus Memorabilia que
"Sócrates recomendaba el estudio de la astronomía, pero
sólo para saber el tiempo de la noche, de los meses y del
año [ ...] Pero advertía contra la continuación de estudios
astronómicos [...] ya que, según decía, no veía ningún valor
en ello...".
Platón, por su parte, no tenía una mejor opinión. Condenó
cualquier estudio cuidadoso de los movimientos de los
astros como "degradante" y los consideró dignos de estudio
sólo por su conexión con la geometría y porque los
movimientos "reales" de los astros podían sugerir
movimientos ideales de mayor belleza e interés. En La
30
República, uno de sus 27 diálogos, insiste en que la
astronomía es "útil para proporcionarle al agricultor, al
navegante, y a otros, un conocimiento de tiempos y
estaciones", según escribe Berry. Sin embargo menciona,
también en La República, que las ciencias que formarán al
rey filósofo (el rey ideal, según él) serán las matemáticas
(y, en especial, la geometría), la astronomía y la dialéctica
(es decir, la filosofía propiamente dicha).
En el Timeo, otro de sus diálogos, llama a la Tierra
"guardián y artesano del día y la noche", lo cual demuestra,
según algunos, que conocía su movimiento de rotación.
Esta interpretación ha sido motivo de controversia durante
siglos y, hoy en día, son pocos los que la toman en serio. El
argumento es que un conocimiento de tal magnitud no se
menciona sólo en una corta frase y, además, "de pasada".
En una obra tan considerable como la de Platón, sería de
esperarse que apareciera al menos en algún otro lugar. No
hay duda, en cambio, en lo que se refiere a sus ideas sobre
las órbitas de los planetas. Opinaba —igual que Pitágoras—
que deberían de ser circulares, puesto que el círculo es la
figura perfecta. Esta idea, que fue aceptada durante siglos,
fue su única contribución astronómica para la posteridad; y,
por desgracia, es falsa.
El último de los grandes filósofos de la Edad de Oro fue
Aristóteles. Fiel seguidor, durante su juventud, de las ideas
de su maestro Platón, terminó por apartarse de ellas y por
fundar su propia escuela de pensamiento. Su introducción
de la observación y la deducción (y hasta un poco de
experimentación)
como
únicas
bases
sólidas
del
conocimiento permiten considerarlo, en cierto sentido,
como el fundador de la ciencia moderna. Fue (o intentó ser)
un genio universal, según puede constatarse en la increíble
variedad de sus obras —que abarcan desde retórica y
política hasta biología y metafísica—, y contribuyó
significativamente a casi todas las ramas del saber; pero en
astronomía fue más un recopilador que un innovador.
Aceptó el modelo de esferas para las órbitas planetarias e
incluso construyó el suyo propio, añadiendo 22 esferas
(para hacer un total de 56) a los "mejores" modelos
anteriores. Dio varios argumentos para la redondez de la
Tierra, explicó correctamente las fases de la Luna y, en su
Tratado del Cielo, citó (sin decir de dónde lo tomaba) el
dato más antiguo que poseemos sobre las dimensiones de
nuestro planeta: 400 000 estadios de circunferencia (que, a
157 metros por estadio, dan casi el doble del valor real).
Sin embargo, a pesar de todo lo anterior, se le suele
mencionar como una influencia nefasta para el desarrollo de
la ciencia porque, para su desgracia, en las fases postreras
de la Edad Media se cayó en una especie de "culto a
31
Aristóteles". Si un hecho no aparecía en sus escritos, tenía
que ser falso, y en algunas universidades europeas se llegó
al extremo de hacer jurar a los futuros catedráticos que
estaban de acuerdo con sus ideas, "especialmente en lo que
concierne a la naturaleza de los cometas". Pero es injusto
condenar a Aristóteles por ello: Sólo podemos juzgarlo
como producto de su tiempo. Y, si lo hacemos, no hay duda
de que sale absuelto.
Figura 13. La sombra de la Tierra, proyectada sobre la Luna durante un
eclipse parcial, muestra que la Tierra tiene forma esférica.
ALEJANDRÍA
Atenas vivió en paz tan sólo medio siglo pero,
curiosamente, cuando llegaron las guerras —y las derrotas,
sobre todo—, éstas no inhibieron ni su actividad artística ni
su creatividad intelectual. Baste señalar que la Edad de Oro,
propiamente dicha, terminó al iniciarse la guerra con
Esparta (431 a.C.) o al morir Pericles (429 a.C.),
dependiendo del historiador, de modo que ni Platón ni
Aristóteles pertenecieron a ella. Platón, por ejemplo, nació
en plena guerra con Esparta y, para cuando fundó la
"Academia", Atenas ya llevaba más de diez años bajo su
dominio; y Aristóteles, que nació bajo el dominio espartano,
fundó el "Liceo" bajo el dominio macedonio y murió cuando
éste se encontraba en plena decadencia, un año después de
la muerte de Alejandro Magno.
Desde el punto de vista de la astronomía, la muerte de
Aristóteles marca en cierto sentido, el fin de la hegemonía
de la Grecia continental. Si bien es cierto que hubo grandes
astrónomos tanto en la Edad de Oro como en la "Edad de
Plata" que la siguió (Eudoxio, Filolao, Heráclito), también lo
es que sus contribuciones no tuvieron la trascendencia de
las de los "gigantes". Los siguientes avances astronómicos
realmente significativos habrían de seguir proviniendo de la
cultura griega pero, curiosamente, ya no habrían de
originarse en Grecia. Una pequeña ciudad, recién fundada
32
en el norte de África, estaba lista para entrar al relevo: se
llamaba Alejandría.
Figura 14. Alejandro Magno no sólo fue un gran conquistador, sino que
también apoyó el desarrollo de artes y ciencias, influido, probablemente,
por las enseñanzas de su maestro Aristóteles. Por ello fundó la ciudad de
Alejandría, en Egipto, a la cual dotó con la mejor biblioteca de su tiempo.
Cuando se habla de Alejandro de Macedonia, lo primero que
viene a la mente es la imagen del guerrero invencible a
lomos de su fiel Bucéfalo. Sin embargo, no todo fue
belicosidad y ansia de poder en la mente del "Magno";
discípulo a fin de cuentas de Aristóteles, nunca se olvidó
por completo de las artes ni de las ciencias. Impuso su
cultura a los pueblos conquistados, como cualquier
conquistador, pero con la diferencia de que la cultura grecomacedónica era, a la sazón, la más avanzada del mundo. Y
para cuando muere en Babilonia (de la manera más idiota:
se bebió 4 litros de licor para romper un "récord"; lo
rompió, pero no sobrevivió), la semilla del helenismo ya
había sido sembrada desde España hasta la India y desde
Egipto hasta Persia.
Después de conquistar Egipto, y de hacerse proclamar
faraón, Alejandro decide fundar en la desembocadura del
río Nilo una ciudad que lleve su nombre y a la cual puedan
acudir todos los sabios a estudiar y trabajar. Es así como
nace Alejandría, en el año 332 a.C. Dotada, desde su
nacimiento, de una gran biblioteca y un impresionante
museo, habrá de substituir a Atenas como centro del
desarrollo intelectual; en particular, durante los siguientes
500 años todos los grandes astrónomos (excepto Hiparco
de Nicea), han de vivir y trabajar en ella.
33
MEDICIONES
La muerte de Aristóteles marca el inicio de un periodo
relativamente tranquilo en lo que se refiere al desarrollo de
la astronomía. Hubo, desde luego, grandes astrónomos,
tanto en la Edad de Oro como en la época subsecuente
(Eudoxio, Filolao, Heráclito), pero sus contribuciones no
llegaron a tener la trascendencia de las de los "gigantes".
Hubo que esperar más de cien años para que se produjera
un avance realmente importante, y éste no habría de
originarse en Grecia sino en Alejandría: allí vivía y
trabajaba Aristarco de Samos.
Nacido en la isla de Samos, como Pitágoras, Aristarco fue
también el último astrónomo de la escuela pitagórica. Poco
sabemos de su vida, excepto que ya estaba en Alejandría
hacia el año 281 a.C., donde observó el solsticio de verano.
De su obra sólo nos ha llegado un corto tratado titulado
Sobre las dimensiones y las distancias del Sol y de la Luna,
que forma parte de una colección de nueve textos
astronómicos que, por fortuna se copió con tanta frecuencia
que sobrevivió (se le llamaba La pequeña composición). En
él, Aristarco describe —y aplica— un ingenioso método
geométrico para determinar la razón de las distancias
Tierra-Sol y Tierra-Luna. La idea básica, en términos
modernos, es que la Tierra, el Sol y la Luna constituyen los
vértices de un triángulo rectángulo cuando la Luna está en
cuarto creciente (o menguante); la relación mencionada es,
entonces, la tangente trigonométrica del ángulo bajo el cual
se ve el Sol en ese momento. El método es perfectamente
válido desde el punto de vista teórico, pero en la práctica,
el ángulo en cuestión es muy difícil de medir con la
precisión requerida, no sólo en tiempos de Aristarco sino
aun en nuestros días. Aristarco lo estimó en 87 grados
(siendo que es mayor de 89) y concluyó que el Sol está
entre 18 y 20 veces más lejos que la Luna (cuando que el
valor correcto es 400).
Más ingenioso aún es el método que expone para
determinar el tamaño de la Luna, utilizando un eclipse
lunar; el valor que obtuvo (un tercio del de la Tierra) es, en
cambio, excelente para su época (la Luna mide como la
cuarta parte de la Tierra). Sin embargo, la importancia de
estos trabajos de Aristarco no radica en sus resultados
numéricos, que pueden haber sido buenos o malos, sino en
el hecho mismo de que se haya planteado la posibilidad de
llevar al cabo tales mediciones y que haya desarrollado
métodos para ello. Nos encontramos, por primera vez, ante
una nueva perspectiva del Universo, en la cual se le
despoja de un carácter místico para convertirlo en un ente
34
físico no sólo comprensible a través de la razón, sino
provisto de dimensiones físicas medibles.
Curiosamente, la fama actual de Aristarco no se deriva de
sus mediciones sino de su modelo del Sistema Solar. En su
libro El contador de arena, Arquímedes nos dice, hablando
de Aristarco, que "Sus hipótesis son que las estrellas fijas y
el Sol permanecen inmóviles, que la Tierra gira alrededor
del Sol en la circunferencia de un círculo, con el Sol en el
centro de la órbita..."; y Plutarco, en su tratado En la faz de
la Luna, cuenta que Aristarco fue acusado de impiedad por
suponer que "el cielo permanece en reposo, y la Tierra se
desplaza en un círculo oblicuo rotando, al mismo tiempo,
sobre su propio eje". No se puede ser más claro: nos
encontramos, por primera vez, ante la idea de una Tierra
trasladándose alrededor del Sol y rotando sobre su eje. Es
por ello que a Aristarco se le suele llamar, con justa razón,
"el Copérnico griego". Sus ideas, sin embargo, fueron
impugnadas por sus contemporáneos y terminaron por caer
en el olvido; la razón es fácil de comprender. Para su
desgracia, se había adelantado a su época "nada más" ¡17
siglos!
EL TAMAÑO DE LA TIERRA
El método de Aristarco para determinar la distancia entre la
Tierra y la Luna no da como resultado esta distancia en
unidades "absolutas" —como metros, kilómetros o millas—,
sino que la da en términos de las dimensiones de la Tierra.
El propio Aristarco obtuvo un valor de 19 radios terrestres,
muy apartado del valor real de 60, pero su principal error
no se derivó ni del método empleado ni de sus mediciones,
sino del valor que le asignó al diámetro aparente de la
Luna, el cual tomó como de 2 grados, siendo que es cuatro
veces menor. Lo interesante, sin embargo, es que
independientemente de la precisión del cálculo, el resultado
seguía sin darle una idea clara de la distancia a la Luna, ya
que en esa época aún se desconocían las dimensiones de la
Tierra.
La primera mención conocida de las dimensiones de nuestro
planeta se debe —ya lo hemos dicho— a Aristóteles, quien
le asigna una circunferencia de 400 000 estadios sin señalar
la procedencia del dato. La segunda proviene de
Arquímedes: 300 000 estadios, también sin mayor
información. Y la tercera, la más precisa y la única
exhaustivamente detallada, es la de Eratóstenes, el propio
autor de la medición.
35
Nacido en la ciudad africana de Cirene hacia el año 276 a.C.
y llamado por el rey de Alejandría, Tolomeo Evergetes, para
hacerse cargo de la dirección de la célebre biblioteca, hacia
el 250 a.C., Eratóstenes aprovechó su inventiva y sus
conocimientos del cielo (era geógrafo de profesión) para
medir nada menos que la Tierra.
Su método fue tan ingenioso como simple. En sus viajes
había visitado la ciudad egipcia de Siene, situada unos 800
kilómetros al sur de Alejandría, en lo que hoy es Asuán.
Pues bien, en Siene había un pozo muy profundo, y
Eratóstenes recordaba que en el día más largo del año —el
día del "solsticio de verano", o sea, el 21 de junio
aproximadamente— los rayos del Sol iluminaban, a
mediodía, el fondo del pozo; eso significaba que, en ese
momento, los rayos del Sol caían verticalmente o, en otras
palabras, que el Sol estaba exactamente sobre la ciudad.
Sin embargo, ese fenómeno no se presentaba en
Alejandría: el mismo día y a la misma hora los objetos
producían sombra, lo cual indicaba que el Sol no se hallaba
directamente sobre ella. Atribuyendo este hecho a la
esfericidad de la Tierra y comparando la longitud de la
sombra con la del objeto que la producía, fue fácil para
Eratóstenes determinar el ángulo entre el Sol y la vertical —
resultó ser de unos 7 grados y medio—, que es también el
ángulo entre Siene y Alejandría visto desde el centro de la
Tierra.
Ahora
bien,
7
grados
y
medio
son,
aproximadamente, 1/50 de una "vuelta completa" (que es
de 60 grados) y, en consecuencia, la distancia entre Siene y
Alejandría es la misma fracción (1/50) de la circunferencia
de la Tierra. Por lo tanto, ¡la circunferencia de la Tierra es
de 50 x 800 = ¡40 000 kilómetros!
Figura 15. Eratóstenes calculó por primera vez la circunferencia terrestre,
utilizando un esquema como éste para explicar la ausencia de sombras en
Siene y su presencia en Alejandría en el mismo momento.
36
Es obvio que los números que hemos presentado no son los
mismos que usó Eratóstenes; la circunferencia de la Tierra
es efectivamente de 40 000 kilómetros, pero el valor que
obtuvo Eratóstenes fue de 250 000 estadios. Para saber
qué tan preciso es este resultado habría que saber qué tipo
de "estadio" usó, ya que se usaban varios, ligeramente
diferentes. Pero con el más común, de 157.5 metros, la
concordancia resulta sorprendente, aunque ello debe
atribuirse más a la casualidad que a la precisión de las
mediciones. Pero eso no demerita en lo más mínimo de
trabajo de Eratóstenes. Siempre se le recordará como el
primero que midió, científicamente, nuestro planeta.
ESFERAS SOBRE ESFERAS
Con la muerte de Aristarco, hacia el año 230 a.C., el
estudio del Sistema Solar entra de lleno en una etapa que
Arthur Koestler llama con razón, "el divorcio de la realidad".
¿Por qué se olvidaron las ideas heliocéntricas de Aristarco?
¿Por qué se retornó a la idea del círculo como la única
órbita posible? Nadie lo sabe. El hecho es que durante 400
años astrónomos de jerarquía indiscutible, justamente
célebres por sus innovaciones y descubrimientos en
diversos campos de la astronomía, se empecinaron, en lo
que se refiere al Sistema Solar, en reproducir los
movimientos de los planetas con la mayor precisión posible
por medio de combinaciones de trayectorias circulares. No
sólo no les preocupaba el grado de complejidad que
alcanzaran sus arreglos, sino que, peor aún, no les
importaba si éstos eran reales. Se habían divorciado de la
realidad, y la astronomía planetaria se había convertido en
un simple ejercicio de geometría.
La mayor parte de los historiadores de la astronomía
coinciden en señalar a Hiparco de Nicea como el astrónomo
más grande de la antigüedad. Trabajó en la isla de Rodas
entre los años 160 a.C. y 120 a.C. —ya hemos mencionado
que fue el único de los grandes astrónomos de la época que
no vivió en Alejandría— y su obra es de una magnitud y
diversidad poco común: entre otras cosas, inventó la
trigonometría (para facilitar sus cálculos), elaboró el primer
catálogo de estrellas del que se tiene noticia e inventó la
escala de "magnitudes" que seguimos usando para describir
su brillo; descubrió la precesión de los equinoccios;
determinó la distancia a la Luna por el método de Aristarco
(obtuvo un valor de 59 radios terrestres, muy cercano al
real, que es de 60) y desarrolló una construcción
geométrica para reproducir los movimientos del Sol y de la
Luna por medio de "excéntricas" y "epiciclos" (curvas
engendradas por ciertas combinaciones de movimientos
37
circulares). Cabe señalar, sin embargo, que la única obra
suya que nos ha llegado es un trabajo de juventud, de poco
valor científico; sus logros importantes los conocemos
porque se detallan en la obra de otro gran astrónomo:
Tolomeo.
Claudio Tolomeo constituye, en cierto sentido, el clímax y el
fin de la astronomía griega. Nada sabemos de su vida,
excepto que vivió y trabajó en Alejandría entre los años 127
y 141 (ya de nuestra era). No se distinguió ni como
observador ni como teórico, pero tuvo el mérito indiscutible
de recopilar en un extenso tratado todos los conocimientos
astronómicos de su época. Lo llamó Megiste Sintaxis, que
en griego significa "Gran colección", pero nosotros la
conocemos como Almagesto, debido a que lo que nos llegó
no fue la obra original sino una traducción al árabe (AlMagisti: la mayor obra). Su importancia no puede ser
menospreciada; por un lado es, con mucho, la fuente de
información más rica sobre la astronomía griega y, por otro,
fue el "libro sagrado" de la astronomía durante casi 15
siglos, superado sólo por las obras de Aristóteles. Consta de
13 libros, casi todos recopilaciones de trabajos anteriores.
Los primeros seis tratan temas como el movimiento de la
bóveda celeste, la duración del año, la duración del mes, el
funcionamiento de un instrumento llamado "astrolabio" y
los eclipses; los dos siguientes contienen un catálogo de
estrellas —casi idéntico al de Hiparco— y los cinco últimos
contienen la contribución astronómica más importante de
Tolomeo: su teoría de los movimientos planetarios. Esta es
una simple extrapolación, a todos los planetas, de las
construcciones geométricas que Hiparco había usado para
reproducir los movimientos del Sol y de la Luna. El
resultado es un complicadísimo sistema en el cual
excéntricas,
epiciclos
y
deferentes
se
entrelazan
caóticamente en un desesperado intento por reproducir los
movimientos planetarios sin violar la rígida norma de
trayectorias circulares. Cómo sería el sistema que, según
cuenta Gracián, cuando alguien se lo explicó a Alfonso X, el
Sabio, éste exclamó: "si el Supremo Hacedor me hubiera
consultado antes de embarcarse en la Creación, le hubiese
recomendado algo mucho más simple".
38
Figura 16. El Partenón, obra maestra de la arquitectura que nos legó la
cultura griega.
I I I .
L A
E D A D
D E
O R O
OSCURIDAD
CON la declinación de la civilización griega se extiende
sobre el pensamiento humano la inmensa noche de la Edad
Media. En lo que concierne a la ciencia, el nuevo amo del
mundo, el Imperio romano, solamente vino, vio y... se fue.
Hubo, desde luego, algunas luces aisladas, unas más
brillantes que otras:
Plinio el Viejo, por ejemplo —que murió asfixiado por los
humos del Vesubio en el año 79—, nos legó, en su Historia
natural, un excelente compendio del saber de la época, y
Titius Lucretius Carus, más conocido como Lucrecio, expuso
su visión atomista y evolutiva del Universo en su magno
poema De Natura Rerum (Sobre la naturaleza de las cosas).
Pero en general, el afán de saber y el gusto por la vida se
fueron desmoronando paulatinamente a la par que el
Imperio romano. Este proceso se inicia en el año 284,
cuando Diocleciano lo fragmenta en Imperio de Oriente e
Imperio de Occidente; después, los sucesos se precipitan:
los hunos invaden Europa en el año 375 seguidos por
godos, visigodos y vándalos. Roma se defiende
gallardamente, pero poco a poco sus fuerzas se van
39
mermando; en sólo 35 años es tomada y saqueada dos
veces (en el 410 y en el 445), y el inevitable fin llega en el
año 476 con la deposición de Rómulo Augústulo, último
emperador romano de Occidente. La noche ha empezado en
Europa y habrá que esperar 700 años para vislumbrar la
aurora.
Quedaba, sin embargo, el Imperio de Oriente. Mientras
Roma luchaba por su vida, Constantinopla —su capital,
fundada en el año 324 por el emperador Constantino—, se
había ido fortaleciendo hasta convertirse en el centro
comercial y económico más poderoso de la época. Por
desgracia, sus raíces mismas iban a constituir un
impedimento para el desarrollo científico ya que el propio
Constantino le había conferido, al erigirla, un carácter
esencialmente religioso. El motivo fue, desde luego,
político, pero habría de tener consecuencias desastrosas
para la ciencia ya que el cristianismo nunca se ha
caracterizado —y menos en aquella época, en que luchaba
por sobrevivir— por mantener una actitud positiva ante la
ciencia. Así, por ejemplo, un típico representante de la
época llamado Lactancio, ridiculiza la idea de la esfericidad
de la Tierra en su libro Sobre la falsa sabiduría de los
filósofos, argumentando lo divertido que debe ser ver a los
antípodas caminando de cabeza o la lluvia "cayendo" hacia
arriba. Y, mucho más importante por su trascendencia, es
la condena que hace Agustín, obispo de Hipona (África), en
su Enchiridion: "Cuando [...] se plantea la pregunta de lo
que hemos de creer en cuanto a religión, no es necesario
indagar la naturaleza de las cosas como lo hacían aquellos a
quienes los griegos llamaban 'physici', tampoco debemos
alarmamos porque los cristianos ignoren la fuerza y el
número de los elementos; el movimiento y el orden y los
eclipses de los cuerpos celestes; la forma de los cielos; las
especies y la naturaleza de los animales, plantas, piedras,
fuentes, ríos, montañas; la cronología y las distancias; las
señales de las tormentas en ciernes, y mil cosas más que
esos filósofos han hallado o creen haber descubierto [...]
Baste para el cristiano saber que la única causa de todas las
cosas creadas [...] sean celestes o terrenales[ ... ] es la
bondad del Creador, único Dios verdadero".
Ante este tipo de ideas, que son las que prevalecieron
durante más de 1 000 años, no es de extrañar que las
ciencias cayeran en un bache sin precedentes. En
astronomía, en particular, no hubo un solo descubrimiento
de importancia capital desde Tolomeo hasta Copérnico. Y es
que el hombre había perdido la alegría de vivir y, en
consecuencia, el afán de saber; ¿por que preocuparse, a fin
de cuentas, por este valle de lágrimas, al que sólo se viene
a sufrir y a pagar el pecado que nos da la vida, si el hombre
40
no fue creado para esta empresa, sino para honrar al
Señor? ¿No fue acaso el probar del árbol de la sabiduría el
primer pecado capital? Ante semejantes estímulos, la
ciencia languideció; el hombre había vuelto los ojos al cielo,
pero no miraba las estrellas. En todo el mundo era noche
cerrada.
EL DESCUBRIMIENTO DE LA TIERRA
Mientras tanto, en el Imperio de Oriente, el emperador
Justiniano se encargó de aniquilar los últimos vestigios de
pensamiento "libre" clausurando, en el año 529, la Escuela
de Atenas. El golpe fue devastador y por el momento
pareció que la ciencia no podría recuperarse; pero, como
tantas otras veces, la decadencia de una cultura habría de
compensarse con el surgimiento de otra, más ignorante en
un principio, es verdad, pero también más vigorosa y
emprendedora: la cultura musulmana, que en sólo 100
años iba a transformar drásticamente esta situación.
Figura 17. La Mezquita de Santa Sofía en Estambul (antes Constantinopla)
es muestra viva de la pasada grandeza de la capital del Imperio Romano
de Oriente.
Mahoma, gran unificador de los pueblos árabes, nació en La
Meca en el año 570 y comenzó a predicar cuando contaba
con unos 40 años de edad. Obligado a huir de su ciudad
natal en el 622 —episodio conocido como la "Hégira"—,
vuelve como conquistador en el 630. A su muerte, acaecida
dos años más tarde, sus enseñanzas se recopilan en el
Corán (en árabe Qur'an: relato), y es hasta entonces que la
grandeza de su obra unificadora comienza a manifestarse
en todo su esplendor. Convencidos de poseer la única
religión verdadera, los pueblos árabes se lanzan a la
conquista del mundo al grito de "Alá es el único dios y
41
Mahoma su profeta". En sólo 30 años el imperio se extiende
desde las fronteras de la India, por un lado, hasta África y
el Mediterráneo, por el otro (según se cuenta, al tomar
Alejandría —en el 640—, el caudillo musulmán Amr ibn alAs exclamó, al tiempo que señalaba la famosa biblioteca:
"Si están de acuerdo con el Corán, sus libros son inútiles; si
no lo están, son infieles. Quémenlos.").
Felizmente, los conquistadores árabes no intentaron
aniquilar la cultura de los pueblos sojuzgados; careciendo
de una propia, se dedicaron, más bien, a recopilar, unificar
y asimilar las diversas tradiciones culturales que iban
encontrando, con lo que, a la larga, habrían de crear una
nueva cultura, la suya propia, más abierta y con un carácter
marcadamente cosmopolita. Curiosamente, su religión
contribuyó al proceso de manera decisiva, ya que el Corán,
por un lado, está decididamente orientado hacia este
mundo y, por el otro, prácticamente no contiene dogmas
científicos. Con el auge del imperio sobreviene el ansia de
saber: hacia el año 765, el califa de Bagdad, Al-Mansur,
decide invitar a su corte a todos los estudiosos del imperio;
su sucesor, Harún Al-Rashid —el célebre califa de Las mil y
una noches— ordena la primera traducción al árabe del
Almagesto de Tolomeo (la versión final se originó hasta
fines del siglo IX) y el proceso culmina con la creación,
hacia el 835, de la "Casa de la Sabiduría" por el califa AlMamún. Bagdad habrá de ser la "Nueva Atenas" hasta el fin
del milenio y, en particular, en ella habrá de preservarse y
extenderse el conocimiento astronómico. Fiel reflejo de ello
es la multitud de palabras árabes que encontramos en la
astronomía actual: nombres de estrellas —como Aldebarán,
Altair o Mizar—, términos astronómicos —como zenit o
nadir— y hasta el nombre de la Biblia de la astronomía
medieval: el Almagesto. Vale la pena mencionar, como
simple curiosidad, que los nombres de los astrónomos
árabes nos han llegado, en cambio, latinizados. En contra
de lo que pudiera pensarse, esto es algo que debemos
agradecer a los traductores, ya que, por ejemplo,
Muhammad ibn Jabir ibn Sinan abu Abdullah al-Battani llegó
a nosotros, simplemente, como Albategnius.
Poco a poco, hacia fines del milenio, la situación comienza a
cambiar en Europa: hay paz, nuevos inventos multiplican la
productividad agrícola, el comercio se activa y las ciudades
adquieren nueva vida; la avidez por el conocimiento crece
día con día y las traducciones del árabe al latín comienzan a
exigirse (en Toledo, Gerardo de Cremona traduce 70 obras,
entre ellas el Almagesto, de 1160 a 1187); se fundan
universidades en Bolonia, Oxford y París, donde se estudia
a los griegos (que se han filtrado a través de España);
Cimabue y el Giotto revolucionan la pintura, preparando el
42
terreno para los Leonardo y Miguel Ángel que están por
llegar; y, por último, los viajes de Marco Polo señalan la
existencia de horizontes insospechados que inflaman la
imaginación
tanto
tiempo
aletargada,
permitiendo
vislumbrar la era de exploración y aventura que se avecina
y que habrá de culminar con el viaje de Colón. El hombre,
en síntesis, vuelve a descubrir la Tierra.
La
astronomía,
desde
luego,
participa
de
esta
efervescencia, pero para obtener grandes logros habrá de
esperar otros cien años. La razón es evidente: un milenio
después de su muerte, Tolomeo sigue siendo el "último
grito" y, en consecuencia, el que señala el rumbo. Así, por
ejemplo, hacia fines del siglo XV Girolamo Fracastoro
construye un sistema de ¡79 esferas! para explicar el
comportamiento de los planetas. Pero es sólo el canto de
agonía del cisne; en esos momentos, un canónigo polaco se
prepara calladamente en Italia y habrá de ser él quien dé el
siguiente paso ¡Y qué paso !
Figura 18. Astrónomos persas.
COPÉRNICO
Nicolás Copérnico (versión españolizada de Copernicus que,
a su vez, es la versión latinizada del original Koppernigk)
nació el 19 de febrero de 1473 en la ciudad de Torun, a
orillas del río Vístula. Fue, según lo describió Stephen P.
Mizwa, "un eclesiástico por el deseo de su tío-tutor y, por
vocación, un artista cuando buscaba relajarse, un médico
por su entrenamiento y predilección, un economista por
accidente, un hombre de estado y un soldado por
necesidad, y un hombre de ciencia por la gracia de Dios y
por amor a la verdad en sí misma". Enviado a Italia por su
43
tío Lucas Watzelrode para estudiar leyes canónicas,
aprovecha para instruirse también en medicina y
astronomía en Bolonia, Padua y Ferrara. A la edad de 33
años vuelve a su patria, donde le espera la canongía de
Frauenburg que su tío le ha tramitado, pero, de hecho, se
convierte en médico y secretario de Lucas. Allí, en razón de
su puesto, se ve obligado a intervenir en infinidad de
disputas locales y en guerras contra el invasor (los
"caballeros teutónicos"); la paz se firma en 1521 y
Copérnico se ve libre, finalmente, para dedicarse de lleno a
la astronomía (su tío había muerto en 1512). Unos años
más tarde (alrededor de 1528) publica su primer tratado
astronómico —el Commentariolus o Pequeño comentario,
escrito probablemente hacia 1512—, cuyo impacto fue
considerable, y 10 años más tarde, en 1539, decide, ante la
presión del joven astrónomo Georg Joachím —más conocido
como Rheticus— publicar su obra magna: De revolutionibus
orbium coelestium, cuyo primer ejemplar impreso llegó a
sus manos, según la tradición, en su lecho de muerte, el 24
de mayo de 1543.
La idea fundamental del trabajo de Copérnico, la que habría
de asegurarle un lugar entre los inmortales, fue la
sustitución de la Tierra por el Sol como centro del Universo,
"degradando" a la primera a la categoría de simple planeta.
Cabe señalar, sin embargo, que su pretensión no era, ni
con mucho, la de originar una revolución; conservador
hasta la médula de sus huesos, buscaba simplemente una
disposición geométrica del Sistema Solar que permitiese
una explicación del movimiento observado de los planetas
en términos exclusivamente de movimientos circulares
"puros", cuyo abandono en aras de "excéntricas" y
"deferentes" criticaba acerbamente. Él mismo narra cómo
tuvo
que
explorar
textos
filosóficos
antiguos
y
contemporáneos a la caza de explicaciones alternativas a la
de Tolomeo —a quien, por cierto admiraba— y cómo las
encontró en Filolao, Aristarco e Hicetas, todos los cuales
desplazaban a la Tierra de su privilegiada posición. Los
nuevos principios deben haber estado claros en su mente
desde épocas relativamente tempranas, ya que el
Commentariolus, en el que expone sus ideas por primera
vez, se inicia con una "declaración de principios" entre los
que se cuentan: "2. El centro de la Tierra no es el centro
del Universo sino solamente el de la gravedad y el de la
órbita de la Luna", y "3. Todas las esferas giran en torno al
Sol, como si estuviera en el centro de todo, así que el
centro del mundo está cerca del Sol". De hecho, las siete
hipótesis del Commentariolus contienen ya todos los
principios del sistema copernicano; suenan tan "modernas"
que al leer el resto del tratado no se puede evitar una
profunda desilusión, pues en su intento por mantenerse
44
dentro de la regla de movimientos circulares, Copérnico
introduce, también, los omnipresentes epiciclos. Y nunca se
librará de ellos, ni siquiera en su obra cumbre.
En De revolutionibus orbium coelestium, Copérnico expande
y perfecciona su sistema del mundo. Una traducción fiel de
este título no es fácil: se le menciona, indistintamente,
como Sobre las revoluciones de las órbitas celestes, El libro
de las revoluciones de las esferas celestes o variaciones
ligeramente diferentes de las anteriores. La edición original
consta de seis "libros" —de los cuales los más importantes
son los últimos dos, dedicados a los movimientos aparentes
de los planetas, sus distancias al Sol y sus tiempos de
revolución— y de un prólogo (no autorizado por Copérnico),
escrito por un tal Andreas Osiander —matemático y teólogo
luterano—, en el cual se explica que la obra es una mera
hipótesis que no debe tomarse muy en serio. El fin de este
prólogo era, desde luego, evitar fricciones con la Iglesia —
para la cual la Tierra era el centro del Universo, puesto que
en ella moraban las criaturas del Señor— pero no estaba
firmado, lo cual invitaba a considerarlo como el punto de
vista del autor. Debido a ello, en parte, y debido a que la
obra misma es particularmente oscura e ilegible, De
revolutionibus no tuvo el impacto que era de esperar. Más
aún, la pretendida "simplificación" del sistema tolemaico no
era tal: Copérnico necesitaba de 48 esferas para explicar
los movimientos de los planetas, ¡contra sólo 40 del modelo
tolemaico en boga! Su verdadero valor astronómico y
filosófico, el de expulsar a la Tierra de una posición
privilegiada, habría de ser comprendido solamente medio
siglo más tarde; era el turno de Kepler y Galileo.
Figura 19. En el mural de Juan O'Gorman de la Biblioteca Central de
Ciudad Universitaria se contemplan el Universo de Tolomeo y el de
Copérnico.
KEPLER Y TYCHO
45
Al igual que Copérnico, Kepler estaba destinado a una
carrera eclesiástica pero desvió sus pasos hacia la
astronomía. Nacido en la pequeña ciudad de Weil—
perteneciente al ducado de Württemberg— en 1571,
estudió teología en Tübingen, donde tuvo la suerte de
contar con un excelente maestro de matemáticas y
astronomía: Michael Maestlin. En una de sus lecciones,
Maestlin exponía las razones por las que el sistema de
Tolomeo era el "bueno" y el de Copérnico el "malo"
(probablemente para conservar su puesto), pero esas
"razones" no deben haber sido muy convincentes, ya que el
joven Kepler fue desde entonces un ferviente copernicano.
En 1594 acepta su puesto como maestro de matemáticas
en una escuela secundaria de Graz, a pesar de que aún
pensaba en terminar sus estudios y convertirse en un
pastor luterano; sin embargo, el trabajo le deja tanto
tiempo libre que comienza a elucubrar alrededor del
sistema copernicano. La pregunta que le asalta es ¿por qué
las distancias de los planetas al Sol son las que son y no
otras? Y de pronto, el 19 de julio de 1595 (anotó la fecha
para no olvidarla), cree encontrar la respuesta: las
distancias de los planetas al Sol corresponden a los radios
de esferas inscritas o circunscritas en los 5 sólidos
geométricos regulares. La idea es fascinante, desde el
punto de vista estético, pero tiene el problema de ser
totalmente falsa; de hecho, las distancias a las que conduce
dejan mucho que desear. Pero Kepler cree encontrarse ante
una "revelacion sin precedentes, y en 1597 publica su
teoría en un libro —con un título larguísimo— que ha
pasado a la historia como el Mysterium Cosmographicum o
Prodromus, del cual envía copias a los astrónomos más
famosos de la época (a Galileo y a Tycho Brahe, entre
otros). Un año más tarde, sin embargo, se inicia en Graz la
persecución de los protestantes; Kepler es invitado a
quedarse pero, lanzado ya de lleno a la astronomía, prefiere
aprovechar la oportunidad para emigrar a Praga a trabajar
con el gran Tycho Brahe.
46
Figura 20. Edificio principal de Uraniborg —"El Castillo de los Cielos"—,
donde Tycho Brahe vivió y realizó la mayor parte de sus observaciones.
Tycho (1546-1601) fue, sin duda, todo un personaje. Fatuo,
codicioso y pendenciero —perdió la nariz en un pleito ¡por
un problema matemático!—, vivió siempre rodeado de
lujos, comiendo espléndidamente y realizando las mejores
observaciones astronómicas, las más precisas y detalladas
anteriores al telescopio. Con el apoyo de Federico II, rey de
Dinamarca (su país natal), construyó en la isla de Hveen su
propio observatorio astronómico, Uraniborg, al cual dotó no
sólo con los mejores instrumentos astronómicos de la época
sino con lujos inconcebibles en sus días, como agua
corriente en todas las habitaciones y tubos para
intercomunicación. A la muerte de su benefactor, y como
consecuencia de un problema económico (obviamente),
dejó Dinamarca y aceptó el empleo de "matemático" en la
corte de Rodolfo II, archiduque de Austria, rey de Bohemia
y Hungría y emperador del Sacro Imperio. Llegó a Praga en
1599 y poco más de un año después, a fines de 1600,
Kepler se le unió.
Desde el punto de vista de las relaciones humanas, el
encuentro fue un desastre: lo único que los dos genios
tenían en común era la pasión por la astronomía y el mal
carácter; pero como colaboración científica, en cambio fue
todo un éxito: de él habría de surgir el primer modelo
"moderno" del Sistema Solar. Tycho, sin embargo, no
habría de participar directamente en ese trabajo, ya que su
muerte acaeció sólo 18 meses más tarde, el 24 de octubre
de 1601. Libre de molestias extraastronómicas y heredero
de los copiosos —y excelentes— datos observacionales de
Tycho (así como de su empleo), Kepler reinició el trabajo
que el mismo Tycho le había encomendado desde su
llegada a Praga: la determinación de la órbita de Marte. El
trabajo era increíblemente tedioso: consistía en encontrar
47
una
combinación
de
movimientos
circulares
(¡los
omnipresentes círculos!) capaz de reproducir la trayectoria
observada del planeta, y Kepler se dedicó a ello con
admirable tesón durante cinco años. En una ocasión, obtuvo
un esquema geométrico que reproducía las observaciones
con un error máximo de un ángulo de 8 minutos de arco —
que es un ángulo pequeñísimo—, pero lo desechó
argumentando que "la Diosa Divina nos dio en Tycho un
observador tan fiel que un error de 8 minutos es
inaceptable". Finalmente se convenció de la imposibilidad
de su tarea dentro de la hipótesis de movimientos
circulares, y sólo entonces vio la luz: la órbita de Marte era,
simplemente, ¡una elipse! A partir de ese momento todo se
simplificó; es más, en sólo unos cuantos meses ya había
descubierto otra particularidad de la órbita de Marte: la
línea que lo unía al Sol "barría" áreas iguales en tiempos
iguales. Publicó ambos resultados —órbita elíptica y regla
de las áreas— en otro libro de título larguísimo, que
conocemos como Astronomía Nova o Comentarios sobre los
movimientos de Marte (aparecido en 1609); pero lo
importante, y lo que muestra el genio de Kepler, es que
ambos principios —conocidos hoy día como las primeras dos
leyes de Kepler— no se mencionan como válidos solamente
para Marte, sino que se aplican a todos los planetas. Y, en
efecto, así ocurre.
Figura 21. Johannes Kepler descubrió las leyes fundamentales de los
movimientos planetarios utilizando las excelentes observaciones de Tycho
Brahe.
Un tercer descubrimiento —la tercera ley de Kepler— habría
de aparecer en su libro Harmonices Mundi (La armonía del
mundo), también llamado, por razones obvias, la "ley
armónica". Ésta expresa el hecho de que, al dividir el
cuadrado del tiempo que emplea un planeta en dar una
vuelta completa alrededor del Sol entre el cubo de su
48
distancia media al mismo, se obtiene siempre el mismo
número, independientemente de cuál sea el planeta (en
lenguaje matemático: el cuadrado de los periodos es
proporcional al cubo de las distancias medias al Sol). Es
curioso notar que esta ley surge de una de las
características más criticadas de Kepler: su inclinación al
misticismo y al pensamiento "mágico" (llegó, incluso, a
escribir la música que producen los planetas en su giro en
torno al Sol). A decir verdad, todo el contenido del
Harmonices Mundi tiene esta particularidad, excepto la
tercera ley. El caso es, sin embargo, que sus razonamientos
astronómicos son sorprendentemente claros, y que a su
muerte, el 15 de noviembre de 1630, nos legó en su último
libro, el Epítome, una visión del Sistema Solar
fundamentalmente idéntica a la que tenemos ahora, incluso
en lo que se refiere al tratamiento matemático. Más no se
puede pedir.
GALILEO
Cuando Galileo se inscribió en la Universidad de Pisa como
estudiante de medicina, en 1581, ni él ni nadie podía prever
que su nombre pasaría a la posteridad. Contaba a la sazón
con 17 años de edad; era discutidor —nunca aceptaba las
dogmáticas afirmaciones de sus maestros gratuitamente—,
soberbio, frío y gruñón, "cualidades" que le granjearon la
enemistad de condiscípulos y profesores (sus compañeros
le apodaban "el pendenciero"). Como, además, las clases
de medicina le aburrían soberanamente, comenzó a
considerar la posibilidad de cambiar de carrera, actitud que
vino a reforzarse con su primer descubrimiento científico.
Observando una larga lámpara que se balanceaba colgada
del techo, en la catedral de Pisa, creyó advertir que sus
oscilaciones duraban siempre el mismo tiempo, a pesar de
que se iban haciendo cada vez más pequeñas. Cuenta la
leyenda, que careciendo de reloj (aún no se inventaba), usó
su propio pulso para corroborarlo, ¡y resultó cierto!
A partir de este momento, su decisión quedó tomada:
estudiaría el movimiento; sería un científico. En un principio
su padre se opuso, pero terminó por ceder y Galileo inició
sus estudios de matemáticas que, como era de esperarse,
le fascinaron. Por desgracia, la situación financiera de su
familia comenzó a declinar y, finalmente, tuvo que
abandonar los estudios sin llegar a obtener ningún grado.
Su capacidad y su habilidad matemática, sin embargo, le
permitieron obtener el puesto de profesor de matemáticas
en la misma Universidad de Pisa —en nuestros días no lo
hubieran contratado por no tener título—, donde
permaneció hasta 1591. Un año más tarde lo encontramos
49
en Padua —muy cerca de Venecia— también como profesor
de matemáticas. A estas alturas ya era relativamente
célebre a causa de sus experimentos sobre la caída de los
cuerpos —realizados, según un famoso mito, desde lo alto
de la Torre de Pisa—, de algunos ingeniosos inventos y de
sus brillantes cátedras; pero lo mejor aún estaba por venir.
En uno de sus viajes a Venecia, en 1609, Jacob Badouere,
gentilhombre francés, le informa de la existencia de un
maravilloso instrumento que permite ver los barcos lejanos
como si estuvieran cerca.
Figura 22. Galileo Galilei mostrando a algunos sacerdotes lo que se podía
observar con la ayuda del telescopio.
"Oído esto —escribe Galileo— volví a Padua y me puse a
pensar sobre el problema, resolviéndolo en la primera
noche... Al día siguiente fabriqué el instrumento. Me
dediqué enseguida a fabricar otro más perfecto, que seis
días después llevé a Venecia, donde con gran maravilla fue
visto por casi todos los principales gentilhombres de la
República. "Galileo, en efecto, invitó al Senado de Venecia a
utilizar su anteojo (el 8 de agosto de 1609), pero no lo hizo
por motivos científicos. El resultado, eso sí, fue el que
esperaba: tuvo tanto éxito que le duplicaron el sueldo a 1
000 florines anuales y lo nombraron profesor vitalicio de la
Universidad de Padua. Hay que reconocer, sin embargo,
que una vez resuelto su problema económico se dedicó con
ahínco a usar su instrumento para fines científicos y, en
particular, para estudiar el cielo. Empezó con la Luna, que,
según la descripción de Dante en el Paraíso, es "lucidora,
densa, sólida y pulida, cual diamante que al Sol brilla", pero
¡oh desilusión! lo que vio fue una superficie irregular
cubierta de cráteres y montañas; siguió con las estrellas,
cientos de las cuales, invisibles hasta entonces, se
revelaron a sus ojos. Observó después la Vía Láctea —esa
banda luminosa que cruza el cielo de lado a lado— y
50
descubrió que consta, en realidad, de miles de estrellas; y,
por último, volvió el aparato hacia Júpiter, al cual le detectó
¡4 satélites! Descubrimientos tan asombrosos tenían que
darse a conocer y, para ello, escribió un librito titulado
Sidereus Nuncius (Mensajero de las estrellas), que salió a la
luz en marzo de 1610 y tuvo éxito inmediato. La barrera
que separaba al hombre de los astros, considerada
infranqueable hasta entonces, había sido salvada; más aún,
si el pequeño telescopio de Galileo había producido
descubrimientos tan espectaculares en sólo unos meses,
¡qué maravillas no esperarían al hombre, con toda la
eternidad por delante, una vez que se construyeran
telescopios más grandes!
Sin embargo, no todos pensaban así: Cremonini y Libri,
profesores de filosofía en la Universidad de Padua, no sólo
impugnaban los nuevos hallazgos, sino que se negaron
siempre a ver a través del telescopio. "No les bastaría —
escribió Galileo— el testimonio de la misma estrella si
bajase a la Tierra y hablase de sí misma." Y a la muerte de
Libri, ocurrida poco tiempo después, volvió sobre el tema:
"Libri no quiso ver mis menudencias celestes cuando estaba
en la Tierra; quizá lo haga ahora que ha subido a los
cielos." El rechazo de los conservadores era, empero, muy
comprensible. La "imperfección" de la Luna atacaba los
principios mismos del dogma religioso, basado en la
perfección de los cielos, y lo mismo hacían la existencia de
estrellas invisibles a simple vista —para qué están ahí, si
Dios hizo a las estrellas para deleite del hombre— y los
satélites de Júpiter —"la Tierra es el (único) centro del
Universo"—, que apoyaban, en cambio, la teoría
copernicana. En vista de ello, la Iglesia contraatacó: en
1616, De revolutionibus fue incluido en el "Índice de libros
prohibidos" junto con el Epítome de Kepler, y Galileo fue
amonestado y advertido de que no debía enseñar que la
Tierra se mueve.
51
Figura 23. Manuscrito de Galileo mostrando sus observaciones de las lunas
de Júpiter.
Cabe mencionar que mucho antes, en 1610, había
descubierto que Venus presenta "fases" como la Luna —
hecho que también apoyaba a la teoría copernicana— y que
el Sol tiene "manchas" —lo que también era "antirreligioso",
después de lo cual se había mudado a Toscana. De hecho,
Galileo no fue el descubridor de las manchas del Sol, pero
se autonombró como tal.
Ya en Toscana dejó pasar unos años, durante los cuales
trabajó en proyectos de física pura que habrían de tener
una gran trascendencia, pero que no tenemos tiempo de
mencionar, y después volvió a la carga: escribió el Diálogo
sobre los dos máximos sistemas del mundo, en el que
ridiculiza la teoría de Tolomeo en favor de la copernicana. El
libro apareció en 1630 y dos años más tarde la Inquisición
lo llamaba a juicio. Declarado culpable de desobedecer las
órdenes de la Iglesia, después de tres interrogatorios en los
que se mostró humilde y fiel creyente fue obligado a
abjurar de las ideas que exponía en el Diálogo el 22 de
junio de 1633. Se dice que después de emitir el juramento
que se le "solicitaba", murmuró por lo bajo: eppur si
muove, o sea, "sin embargo, se mueve"; pero esto no pasa
de ser tan sólo leyenda.
Aunque formalmente pasó el resto de su vida bajo arresto
(en Arcetri, cerca de Florencia), podía recibir los visitantes
que quisiera y escribir lo que deseara (pero no publicarlo).
A su muerte, acaecida el 8 de enero de 1642, el gran duque
de Toscana pidió permiso para elevar un monumento sobre
su tumba, pero el papa Urbano VIII no lo permitió. Las
heridas en el seno de la santa madre iglesia eran aún
demasiado recientes. Tanto así, que hubo que esperar casi
52
350 años para que un jurado eclesiástico, después de
revisar el juicio, le concediera la absolución, ¡en 1983!
NEWTON
Uno de los atributos más fascinantes de la ciencia es la
manera en que hechos aparentemente sin conexión entre sí
se revelan de pronto, gracias a la inspiración de algún
genio, como aspectos diferentes de un mismo fenómeno.
Un ejemplo de ello —probablemente el más notable—
ocurrió en Inglaterra en 1666. Los hechos en apariencia
independientes fueron el movimiento de los planetas y la
caída de los cuerpos, cuyas leyes acababan de ser
descubiertas por Kepler y Galileo, y el genio unificador fue
Isaac Newton.
Figura 24. Según una leyenda, la caída de una manzana inspiró a Newton
su ley de la gravitación universal.
Cuando se habla de Newton, los adjetivos parecen resultar
insuficientes: "no está dado a ningún mortal el aproximarse
más a los dioses", dice Edmund Halley (célebre astrónomo,
contemporáneo suyo, de quien hablaremos más tarde);
"por el poder de su espíritu sobrepasó al género humano",
reza la inscripción de su estatua frente al Trinity College, y
así sucesivamente. Nacido en Woolsthorpe, Inglaterra, el 4
de enero de 1643 —el 25 de diciembre de 1642, según el
erróneo calendario que se seguía a la sazón en Inglaterra—,
abandona sus aburridas obligaciones en la granja familiar a
los 18 años de edad para estudiar matemáticas con Isaac
Barrow en el Trinity College de Cambridge, donde obtiene el
grado de Bachiller en Artes en 1665. Ese mismo año se
declara una epidemia —la peste bubónica— que obliga a
cerrar la escuela, y Newton vuelve a la casa familiar de
53
Woolsthorpe a disfrutar de sus forzadas vacaciones. Así
empezó uno de los momentos culminantes de la historia de
la ciencia. En los dos años que duró la plaga, Newton iba a
crear "nada más" los cimientos de la física clásica, del
cálculo infinitesimal y de la espectroscopia. Y todo ello
¡antes de cumplir los 25 años!
El mismo Newton, ya anciano, escribió, refiriéndose a esa
época: "Esto aconteció durante las pestes de 1665 y 1666,
pues estaba entonces en el alba de mi inventiva, y me
preocupaban las matemáticas y la filosofía mucho más que
posteriormente." Entre las cosas que le preocupaban estaba
el movimiento de los astros. Y la solución al problema llegó,
según una célebre anécdota contada a Voltaire por su
sobrina Catherine Barton. Una noche de Luna en que
Newton dormitaba al pie de un manzano, al caer uno de sus
frutos lo miró pensativo; después miró a la Luna,
preguntándose por qué ella no caía. Y, de pronto, ¡se hizo
la luz!: la Luna sí caía; si no lo hiciera, se alejaría cada vez
más de la Tierra. ¡Era el "peso" de la Luna lo que la
mantenía ligada a la Tierra! La importancia de este
descubrimiento no puede ser menospreciada: demostraba,
de una vez por todas, que los astros están regidos por las
mismas fuerzas —por las mismas leyes naturales, en
suma— que rigen en la Tierra. Las repercusiones filosóficas
de este hecho habrían de ser tan importantes, o más, que
las científicas. En un momento de inspiración, Newton había
sentado las bases de la ciencia moderna.
Newton estaba convencido de que el "nuevo" fenómeno, la
"gravitación", era válido para todos los cuerpos; estaba
convencido de que era universal. Pero tenía que probarlo y,
para ello, necesitaba encontrar una expresión matemática
que le permitiera evaluar la fuerza gravitacional entre dos
cuerpos cualesquiera. Y eso es lo que hizo: aprovechando
que las leyes de Kepler describían correctamente el
movimiento de los planetas, calculó la fuerza que se
requería para mantener a la Luna en órbita alrededor de la
Tierra. Su resultado ha pasado a la posteridad con el
nombre de "Ley de la gravitación universal". Como muestra
de su importancia, baste señalar que aún en nuestros días,
tres siglos después de Newton, sigue siendo usada para
describir el comportamiento de los cuerpos que componen
el Sistema Solar. Como dice Paul Couderc, "después de
Newton, el Sistema Solar adquirió la apariencia de un
campo de ejercicios para los matemáticos..."
La fecundidad intelectual de Newton durante los años de la
plaga no tiene parangón en la historia de las ideas. Además
de descubrir la gravitación universal, se dio tiempo para
54
inventar el cálculo infinitesimal y para realizar un
importante descubrimiento concerniente a la naturaleza de
la luz. Lo que descubrió en este último caso fue que un
prisma de vidrio descomponía la luz del Sol en un abanico
de colores semejante al arco iris (Newton lo llamó
"espectro", nombre que conserva hasta la fecha); además,
invirtiendo el experimento —o sea, mezclando los colores
del arco iris—, demostró que la luz blanca es la mezcla de
rayos luminosos de todos los colores. Ni siquiera un genio
de su calibre podía sospechar que, 200 años más tarde,
este hecho permitiría al hombre averiguar la composición
química de las estrellas.
El resto de su vida es, en cierto sentido, un anticlímax: al
extinguirse la plaga vuelve a "Cambridge, donde
permanecerá hasta el fin de sus días como titular de la
cátedra lucasiana de matemáticas (a partir de 1669). Pero,
a partir de este momento, su actividad científica comienza a
declinar ostensiblemente, a la par que crece su afición por
la alquimia. Sólo una vez habrá de volver al "buen camino",
pero el resultado será espectacular: después de casi 20
años de silencio, su amigo Edmund Halley logra convencerlo
para que publique sus descubrimientos. Una vez decidido,
trabaja incansablemente durante tres años para dar a luz la
obra cumbre de la historia de la física: la Philosophiae
Naturalis Principia Mathematica, más conocida como los
Principia, donde se exponen los principios que han de regir
a la física durante los dos siglos siguientes. Halley mismo
paga la edición, que sale al público en el otoño de 1687 y
que pronto convierte a Newton en el científico más célebre
de Europa. Pero ni este resonante triunfo logra apartar a
Newton de la alquimia; peor aún, a raíz de ciertas
conversaciones sostenidas con el filósofo John Locke
adquiere un profundo interés en los misterios de la Trinidad
y en los problemas de la cronología bíblica, y el resto de su
vida habrá de dividir sus energías entre la Biblia y la
alquimia. En razón a sus méritos, sin embargo, es
nombrado director de la Casa de Moneda, en 1699,
presidente de la Royal Society en 1703 y armado caballero
en 1705. A su muerte, el 3 de marzo de 1727, sir Isaac
Newton recibe el honor de ser enterrado en la abadía de
Westminster. Cuarenta años antes, Halley había escrito en
la oda con que prologó los Principia: .... a través de su
mente Febo ha arrojado en abundancia el resplandor de su
propia divinidad...". Y el tiempo le ha dado la razón.
55
Figura 25. Sir Isaac Newton.
I V .
E L
S I S T E M A
S O L A R
INTRODUCCIÓN
EN ESTE capítulo hablaremos sobre los distintos cuerpos
que forman el Sistema Solar. En los últimos años, gracias a
la exploración espacial, nuestros conocimientos han crecido
enormemente. Por un lado, se han descubierto nuevos
fenómenos que nos han ayudado a resolver problemas, y
por otro, han surgido muchas nuevas incógnitas. La
exploración espacial ha confirmado una vez más la validez
del método científico y la posibilidad de hacer predicciones
astronómicas a grandes distancias. Por ejemplo, cuando el
hombre se posó sobre la Luna no se hundió, ni se quemó, ni
fue devorado por un hombrecito lila; las predicciones
hechas desde la Tierra sobre las condiciones físicas de la
Luna fueron acertadas.
El estudio del Sistema Solar es importante para la
humanidad porque es lo que tiene cerca, está a su alcance
y siente que tiene la posibilidad de conocerlo, de
comprenderlo y de utilizarlo para su beneficio.
Probablemente al lector le ha llamado la atención la Luna;
habrá escuchado desde niño cuentos, como aquel que
relata cómo en el pasado la Luna estaba tan cerca de la
56
Tierra que los humanos se embarcaban en pequeñas
lanchas y cuando subía la marea recortaban trozos de
requesón lunar.
Los planetas más cercanos se ven a simple vista como
estrellas brillantes. Para los griegos fueron objetos tan
importantes que los bautizaron como sus dioses; los días de
la semana aun llevan sus nombres romanizados: martes,
día de Marte, el dios de la guerra de color rojo como la
sangre; o viernes, de Venus, la diosa del amor, el astro de
aspecto estelar más brillante.
El Sistema Solar está formado por el Sol, nueve planetas,
lunas, planetas menores, cometas, meteoritos, gas y polvo.
Parte del polvo está concentrado en anillos, tres cercanos a
los asteroides y dos más allá de la órbita de Plutón. En esta
sección discutiremos algunas de las características
sobresalientes de estos cuerpos.
Utilizaremos la notación exponencial para las cifras
astronómicas. Por ejemplo 100 = 102, 1 000 = l03, 1 000
000 = 106, 0.1 = 10-1, 0.01 = l0-2etcétera.
Figura 26. En este esquema del Sistema Solar se muestran las trayectorias
de planetas y cometas alrededor del Sol .
Los planetas se suelen dividir en interiores y exteriores. Los
interiores son: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte, y se
encuentran relativamente cerca del Sol; mientras los
exteriores son Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón,
pues están en promedio 25 veces más lejos. La distancia
entre Plutón y el Sol es 40 veces la distancia de la Tierra al
Sol (150 millones de km). La mayoría de los cometas se
encuentran miles de veces más lejos. Puesto que el Sol
57
posee el 99.8% de la masa del Sistema Solar, éste es muy
extendido y está casi vacío.
Todos los planetas se trasladan alrededor del Sol en órbitas
elípticas y, al mismo tiempo, rotan sobre sí mismos. En la
mayoría de los casos la dirección de la rotación coincide con
la de traslación. Un hecho interesante es que entre más
cerca están del Sol se mueven con mayor velocidad: en
promedio, Mercurio se mueve a 48 km/seg, la Tierra a 30
km/seg y Plutón a 5 km/seg. Las órbitas de los planetas
están casi en el mismo plano, el de la eclíptica,1 en cambio
las órbitas de los cometas suelen tener todo tipo de
inclinaciones.
El Sistema Solar está inmerso en un flujo de partículas que
emana continuamente del Sol, llamado viento solar. Este
"viento" resulta de la evaporación de la superficie del Sol;
está compuesto básicamente por gases de hidrógeno y de
helio, y posee un campo magnético. Cuando llega a la
Tierra se mueve a 450 km/seg y su interacción con el
campo magnético terrestre produce las auroras australes y
boreales.
El Sistema Solar es muy pequeño si lo comparamos con el
Cosmos. Viajando a la velocidad de la luz (300 000 km/seg)
tardaríamos 1.5 segundos en llegar a la Luna, 86 minutos
en llegar a Saturno y 4 años en llegar a la estrella más
cercana. Ahora que si quisiéramos llegar a algún planeta en
la galaxia de Andrómeda, tardaríamos varios millones de
años viajando a la misma velocidad; y no se diga de
planetas pertenecientes a galaxias más lejanas, a las que
tardaríamos miles de millones de años en llegar.
En este capítulo haremos una descripción de los cuerpos del
Sistema Solar. Empezaremos por el Sol; después,
describiremos cada planeta y los cuerpos menores y,
finalmente, haremos una descripción sencilla de la
cosmogonía, que trata de la formación y evolución del
Sistema Solar.
EL
SOL
Yo
me
enamoré de
noche,
y la Luna me
engañó,
otra vez que
me enamore
será de día y
con
Sol.
58
(Copla
popular)
Generalidades
El Sol es sin duda el componente más notable del Sistema
Solar: no sólo provee de la mayor parte de energía al
conjunto, sino que además es dueño de la mayor parte de
la masa.
La masa del Sol es de 2 X l033 gr = 1 M, mucho mayor que
la de la Tierra que es de 5.98 x 1027 gr. El Sol tiene 743
veces más masa que todo el resto del Sistema Solar. El Sol
está en el centro de la masa del Sistema Solar y todos los
cuerpos gravitan a su alrededor. El Sol a su vez se mueve,
junto con su sistema, en relación con las estrellas de su
vecindad, y también alrededor del centro de la Galaxia, a
una velocidad de 250 km/seg. El diámetro del Sol es de 1.4
millones de km, casi 100 veces el de la Tierra y 10 veces el
del Júpiter.
Durante los últimos 4 600 millones de años la Tierra ha
estado ligada gravitacionalmente al Sol y éste la ha bañado
de energía. En la actualidad la vida se sostiene sobre todo
gracias a que las plantas pueden capturar y almacenar
químicamente la luz visible. Los primeros hombres
intuyeron la función vital del Sol y le atribuyeron poderes
protectores y divinos.
El Sol es una estrella bastante común (una de cada cien
estrellas de la Galaxia es como el Sol). Su temperatura
superficial es de 5 700°K y la interior de 15 X 106 °K. El Sol
libera cada segundo 3.8 X l033 ergs de energía; y cada cm2
de la Tierra intercepta 1.36 x 106 erg/seg (esta cantidad se
conoce como la constante solar). La fuente de energía del
Sol proviene de la fusión nuclear que se lleva a cabo en su
interior, en la que se están transformando continuamente
dos átomos de deuterio (que es un isótopo del hidrógeno)
en uno de helio, utilizando como catalizador al carbono.
Como la masa de los dos átomos de deuterio es
ligeramente mayor que la masa del átomo de helio, el
exceso de masa se transforma en energía, de acuerdo con
la relación E = mc2. La masa transformada en energía por
reacción, es tan sólo de 0.007 veces la masa original. Cada
año, el Sol transforma un diezmillonésimo de millonésimo
de su masa en energía.
59
Debido a que la masa del Sol es casi constante, y por la
regularidad de las reacciones nucleares, el Sol se ha
mantenido a la misma temperatura desde hace 4.5 X 109
años, y lo seguirá haciendo durante otro tanto. Esto ha
permitido en parte que se haya podido desarrollar la vida
inteligente en la Tierra. Un planeta cercano a una estrella
que vive menos que el Sol tiene menor oportunidad de
llevar a cabo el proceso evolutivo de la vida que permite el
desarrollo de seres inteligentes.
La composición química del Sol es típica de la composición
química del resto del Universo: hidrógeno, helio y trazas de
los demás elementos, principalmente carbono, nitrógeno y
oxígeno.
Desde principios de siglo se ha estudiado la composición
química del Sol. El gas helio (que viene de la palabra griega
helios, que significa sol) se descubrió primero en el Sol y
después en la Tierra.
En el Sol se han descubierto 92 de los elementos químicos
que existen en forma natural en la Tierra. La masa del Sol
es tan grande que aun los elementos menos abundantes
existen en grandes cantidades. Por ejemplo, si comparamos
la abundancia de oro en relación con el hidrógeno solar
encontramos que por cada millón de millones de átomos de
hidrógeno hay nueve de oro. A pesar de ello el Sol contiene
diez cuatrillones de toneladas de oro.
El Sol, una esfera de gases muy calientes que está rotando
y que posee un campo magnético (entre 1 y 2 gauss), se
está evaporando; como resultado de esta evaporación se
produce el llamado "viento solar", que no son más que
partículas cargadas (núcleos de hidrógeno, helio y
electrones) que arrastran consigo a las líneas de campo
magnético, y que a la distancia de la Tierra se mueven a
450 km seg-1. La masa que pierde el Sol por este proceso
es sólo de 10-7 M por año.
En la figura 27 se muestra un corte esquemático del Sol. En
la parte central, que ocupa el 25% de su radio, es donde se
llevan a cabo las reacciones nucleares. Sólo en la parte
central del Sol, en donde la temperatura y la presión son
muy elevadas, los choques entre partículas atómicas son lo
suficientemente frecuentes y potentes como para lograr
fusionarse y liberar fotones muy energéticos (rayos
gamma). Una vez producida, la radiación sale en todas
direcciones, pero cada fotón es dispersado cientos de veces
60
antes de llegar a la superficie, debido a que el Sol no es
transparente. Los astrónomos describen esta situación
diciendo que el material solar tiene un cierto grado de
"opacidad".
Figura 27. Corte esquemático del interior del Sol. (Dibujo de Alberto
García.)
A cierta profundidad, la opacidad se vuelve tan elevada que
el modo de transporte de energía por radiación ya no es
posible y aparece una zona "convectiva", esto es, una zona
en que hay movimiento de materia de las capas calientes
hacia el exterior y de las frías hacia el interior. El transporte
de energía por convección también se da en el interior de la
Tierra, en las atmósferas de la Tierra y de otros planetas
como Júpiter.
La fotósfera del Sol es la capa que observamos cuando lo
vemos a simple vista. No logramos ver a través de ella
mayor profundidad debido a que es opaca. Forma parte de
su atmósfera y es muy delgada. Una vez que la radiación
ha llegado a la fotósfera puede viajar libremente hasta la
Tierra. En la fotósfera del Sol aparecen manchas asociadas
a su campo magnético. El número de manchas aumenta y
disminuye regularmente en ciclos de 22 años. Las manchas
solares son un poco más frías que el gas circundante y se
ven obscuras por contraste.
Otras capas, que sólo es posible observar a simple vista
durante los eclipses totales del Sol, son la cromósfera y la
corona. La cromósfera está más caliente que la fotósfera y
se caracteriza por tener "espículas", prominencias de gas
caliente, cuya temperatura asciende a millones de grados.
La fotósfera es 10 000 veces más brillante que la corona. La
61
densidad de la fotósfera es equivalente a la de la atmósfera
terrestre superior y la corona tiene tantas partículas como
una campana de vacío. Si pudiéramos soportar la
temperatura de la fotósfera y la atracción gravitacional del
Sol, podríamos atravesar una prominencia sin darnos
cuenta; tendríamos que penetrar 1/10 del radio solar para
encontrar densidades corno las del aire que respiramos y la
mitad del radio para lograr densidades iguales a las del
agua...
La vida del Sol no será eterna; las reacciones nucleares que
tienen lugar en su interior continuarán, como en el
presente, durante otros 4 500 millones de años. Después
de ese tiempo, el hidrógeno de su núcleo se habrá agotado.
En este momento empezará la fusión del helio, los gases
solares se expandirán y el Sol se convertirá en una estrella
"gigante roja". Será tan grande que la órbita de la Tierra
estará dentro de su atmósfera. Unos cuantos miles de años
después empezará a vibrar, y a fusionar carbono en su
núcleo: será inestable. Finalmente, expulsará su atmósfera
al espacio, dejando expuesto su núcleo. Sus restos se verán
como una "estrella enana" (una estrella muy pequeña y
muy caliente) rodeada por una nube esférica de gas
brillante. La atmósfera del viejo Sol se seguirá expandiendo
hasta mezclarse con el gas interestelar. La estrella enana
blanca se enfriará y terminará como enana negra: un
cuerpo frío, muy denso y sin luz propia.
Figura 28. Mancha solar. La temperatura en el centro de una mancha solar
es unos 1 000 grados menor que la fotósfera circundante. En esta
fotografía se aprecia la granulación de la fotósfera.
Una perspectiva histórica del estudio del Sol
62
El estudio científico del Sol se inició desde la época de
Galileo y ha venido perfeccionándose desde entonces.
Galileo mismo, según se dice, se volvió ciego por observar
el Sol durante los eclipses.
Un avance muy importante, ocurrido hace más de cien
años, fue el descubrimiento de la "espectroscopia". Ésta
consiste en descomponer la luz proveniente de una fuente
en sus diferentes frecuencias (o longitudes de onda). En el
caso del Sol, gracias a ella hemos deducido: 1) la
composición química; 2) la densidad; 3) la temperatura, y
4) la velocidad de los gases que forman su superficie. En
síntesis: sus condiciones físicas.
En los años cincuenta ya se conocía la física básica del Sol:
1) su composición gaseosa; 2) la temperatura sumamente
elevada de la corona; 3) la importancia fundamental de los
campos magnéticos en la actividad solar, y 4) el ciclo de 22
años para esta actividad.
Sondas solares. Las primeras mediciones de la radiación
solar se hicieron desde globos, el siglo pasado, y
continuaron en aviones, dirigibles y globos a principios de
siglo. Esto fue necesario para evitar al máximo la absorción
de la atmósfera terrestre, ya que las partículas de polvo y el
gas atmosférico absorben y dispersan la luz.
En 1914, C. Abbot envió un globo lleno de hidrógeno a una
altitud de 24.4 km, con un detector para medir la constante
solar (que, como vimos, es la cantidad de radiación
proveniente del Sol que llega a la Tierra por centímetro
cuadrado por segundo).
En 1935, un globo con dos hombres y varios aparatos (el
Explorador II) alcanzó la misma altitud. Sin embargo no
logró captar radiación solar que no fuera la visible, debido a
la absorción atmosférica.
En 1946, un cohete V-2 con fines militares subió a 55 km;
llevaba un espectrógrafo solar en la cola y pudo fotografiar
el Sol en longitudes de onda menores que 2 400 Å, es decir
en el ultravioleta. En 1948, diez años antes de la fundación
de la NASA, se pudo fotografiar al Sol en rayos X con
cohetes. Hubo algunos cohetes que fotografiaron ráfagas
solares en 1956 durante un máximo de actividad.
63
En 1960 se lanzó la primera sonda solar: Solrad. Su misión
fue monitorear el Sol en rayos X y en el ultravioleta —en
especial en una longitud de onda de 1 216 Å, que
corresponde a una emisión muy importante del gas
hidrógeno que los astrónomos conocen como la "línea
Lyman ".
Más adelante se lanzaron ocho observatorios solares
orbitantes alrededor de la Tierra, empezando con el OSO 1
en 1962. Los OSO fueron las primeras sondas que pudieron
apuntar continuamente hacia el Sol. Lo monitorearon
durante 17 años y en ellos se experimentó con nuevas
técnicas de transmisión hacia la Tierra, como la fotografía.
Figura 29. El Sol en luz ultravioleta mostrando una enorme prominencia.
Se muestra también el tamaño de la Tierra a la misma escala. (NASA)
El mayor observatorio solar ha sido el Skylab. Llevaba
tripulación y ocho telescopios solares. Estuvo en órbita
durante nueve meses en 1973 y principios de 1974.
Observó al Sol en rayos , X, ultravioleta y visible, y obtuvo
la mayor cantidad de datos (y los mejor organizados) que
hayamos logrado jamás para un objeto celeste.
En 1974 y 1976 las sondas Helios A y B se acercaron al Sol
más allá de la órbita de Mercurio, para medir las
condiciones del viento solar. No llevaron cámaras. Desde
luego que otras sondas soviéticas y estadounidenses, no
específicamente diseñadas para estudios solares, lo han
observado: Vela, Apolo, Mariner, entre otras.
En 1980 se lanzó la sonda Solar Max, con el fin de estudiar
al Sol en otro de sus máximos de actividad. Cuando surgió
una descompostura, los astronautas del Columbia la
repararon, viajando por el espacio con pequeños
propulsores adaptados a sus trajes espaciales. Fue una
64
empresa muy complicada, ya que Solar Max es del tamaño
de un automóvil Volkswagen, rotaba una vez por minuto
sobre su eje, y hubo que efectuar la compostura en el
espacio vacío sin gravedad.
El Sol en luz ultravioleta. La respuesta del ojo humano a la
luz disminuye drásticamente en longitudes de onda
menores de 3 500 Å y mayores de 7 000 Å. Esto no es
casual; la atmósfera terrestre tiene una "ventana" en este
intervalo de longitudes de onda; no deja pasar longitudes
de onda ni más cortas, ni más largas.
Como consecuencia, el ojo de los seres vivos ha
evolucionado, adaptándose a las longitudes de onda a su
disposición; no le seria útil poder observar una longitud de
3 000 Å, por ejemplo, ya que este tipo de radiación casi no
existe sobre la superficie de la Tierra; aunque Superman
tuviera visión de rayos X no vería nada.
La luz que se produce en la fotósfera del Sol sólo tiene un
ligero porcentaje de luz ultravioleta. Este no es el caso de la
atmósfera superior del Sol, que por ser más tenue y más
caliente, la produce en cantidades apreciables. Por ello, el
estudio de la radiación ultravioleta del Sol es útil para
estudiar ráfagas, regiones solares activas, así como los
procesos físicos que gobiernan la estructura externa del Sol.
Figura 30. El Sol en rayos X se ve muy distinto al Sol en luz blanca. El disco
desaparece totalmente y aparece la corona brillante y los llamados hoyos
coronales (NASA).
En luz ultravioleta, el Sol no se ve como un círculo con
algunas manchas esporádicas; más bien se ve como una
nubecilla con arcos que brotan de repente. Se le ven olas y
chorros, sobre todo cuando está cerca del máximo de
actividad.
65
Como vimos, la parte visible del Sol está a 6 000°C y la
corona, más alejada, a 2 000 000°C. Estudiando al Sol en el
ultravioleta se llegó a la conclusión de que el calentamiento
de la corona se debe a la gran actividad magnética del Sol.
El Sol en rayos X. Los rayos X siguen a los ultravioleta en el
espectro electromagnético; tienen mayor energía. El
estudio del Universo en rayos X es de gran utilidad puesto
que los rayos X se producen sólo en regiones de
temperatura muy alta, como la vecindad de ciertos agujeros
negros o la corona del Sol, que está a varios millones de
grados. Como la atmósfera terrestre es opaca a los rayos X,
los primeros detectores de este tipo de radiación fueron
enviados a estudiar el Cosmos montados en cohetes, en
1948. Pero las primeras fotografías de gran resolución del
Sol en rayos X se obtuvieron hasta 1968.
En rayos X, el disco solar se ve negro, ya que sólo está a 6
000°C y no radia en esas frecuencias, sino en luz visible. En
cambio la corona se ve brillante, pero no de manera
homogénea. Existen zonas muy brillantes que cambian de
tamaño y de intensidad conforme varía la actividad solar.
También existen los llamados hoyos coronales, zonas
desprovistas de emisión y de un campo magnético que
pueda confinar el material coronal. El viento solar se escapa
del Sol a través de los hoyos coronales.
LOS PLANETAS
En esta sección, lo que se pretende es hacer una
descripción somera del cuadro 1, que presenta algunas
características de los planetas. En general, es difícil
imaginar al Sistema Solar en su conjunto, ya que no
estamos acostumbrados a manejar distancias y masas tan
grandes. Es por ello que se invita al lector a que mire con
cuidado cada una de las columnas y renglones del cuadro
tratando de comparar unas características con otras. (Si lo
desea, puede omitir esta sección si le parece complicada.)
En la primera columna se han enumerado los nombres de
los planetas en orden de su distancia respecto al Sol y en la
segunda columna se han tabulado esas distancias. El último
de la lista resulta ser Plutón, que está 40 UA del Sol, pero
eso no quiere decir que con él se termine el Sistema Solar.
Se piensa que más allá de la órbita de Plutón existe gas y
polvo y además una nube de bloques de hielo con
impurezas de metales, cuyas dimensiones van desde 9 km
hasta algunas micras de diámetro. Algunas veces estos
66
bloques, que se mueven en órbitas elípticas muy alargadas
alrededor del Sol, se acercan a él lo suficiente como para
evaporarse y formar un cometa.
CUADRO 1. Los planetas.
_______________________________________________
_____________________
1
2
3
4
5
6
7
8
9
Inclinación
Periodo Velocidad
Periodo
de la
Distanca
Inclinación
Diámetro
de
orbital Excentricidad
de
órbita
Planetas al sol
del eje de
ecuatorial
revolución (km s - de la órbita rotación
respecto
(UA)a
rotación
(km)
1
(días)
)
(días)
a la
c
eclíptica
Mercurio
0.38
87.969
47.87
0.2056
58.6462
28 °
7.004
4 878
Venus
0.72
224.701
35.02
0.0068
243.0187b
3°
3.394
12 104
Tierra
1.00
365.256
29.79
0.0167
0.99727
23 ° 27'
0.000
12 765
Marte
1.52
686.98
24.13
0.0934
1.025957
23 ° 59'
1.850
6 794
Júpiter
51
4 332.71
13.06
0.0483
0.41354
3 ° 05'
1.308
142 792
Saturno
9.52
10
759.50
9.66
0.0560
0.44401
26 ° 44'
2.488
120 000
Urano
19.13
30
685.00
6.80
0.0461
- 0.71833
82 ° 05'
0.744
52 400
Neptuno
30.02
60
190.00
5.44
0.0097
0.67125
28 ° 48'
1.774
50 450
Plutón
39.42
90
800.00
4.74
0.2482
- 6.3872
85 °
17.148
2 400
_______________________________________________
_____________________
Continúa
10
Masa
11
12
Densidad Temperatura
(Tierra=1)d (g cm-3)e
13
Gravedad
superficial
media ° C
(G)
14
15
Velocidad
Campo f
de
magnético
escape
(km s-1) gauss
16
17
Número
de
Número
de
lunas
anillos
conocidas detectados
Mercurio
0.055
5.43
350
0.38
4.3
160
0
-------
Venus
0.815
5.24
480
0.91
10.4
4
0
-------
Tierra
1.0
5.52
22
1.00
11.2
30 000
1
-------
Marte
0.107
3.9
- 23
0.38
5.0
60
2
-------
Júpiter
317.8
1.3
- 150
2.53
60
400 000
17
1
Saturno
94.3
0.7
- 180
1.07
36
20 000
25
~1 000
Urano
14.6
1.3
- 210
0.92
21
23 000
15
15
Neptuno
17.2
1.5
- 220
1.08
24
20 000
8
9
Plutón
0.0025
0.02
- 230
0.09
1.0
-------
1
-------
_______________________________________________
_____________________
67
a
Una unidad astrómica (UA) es
la distancia media de la tierra al
sol, o sea, 150 millones de
kilómetros.
b
El signo menos significa
rotación retrógrada.
c
La eclíptica es la trayectoria
aparente de la Tierra en el cielo.
d
La masa de la tierra es de 5.98
x 1027 g=1M
e
La densidad del agua es de 1 g
cm³.
f
Campo magnético del Sol 1-2
gauss.
Las distancias interplanetarias son enormes. Las naves
Viajero, por ejemplo, tardaron 2.5 años en llegar a Júpiter,
viajando a una velocidad de 11 km/seg. Para comprender el
significado de estos números, suele ser útil el siguiente
modelo a escala del Sistema Solar. Si el Sol fuera del
tamaño de una canica, la Tierra sería una mota de polvo a
un metro de distancia y Plutón una bacteria a 40 metros de
la canica. El lector podrá imaginar la dificultad que
representó el descubrimiento de este planeta. Es como
pedirle que descubra un microbio a 40 metros de distancia.
En la columna 3 se muestran los periodos de revolución de
los planetas, o sea la duración de sus "años". Se observa un
aumento en estos períodos del centro del Sistema Solar
hacia afuera. Esto es precisamente lo que descubrió Kepler
en su tercera ley: el cuadrado del periodo de traslación de
los planetas es igual al cubo del semieje mayor de su
órbita, multiplicado por una constante. Como se ve, el año
marciano es 2 veces mayor que el terrestre y el plutoniano
248 veces mayor.
En la columna 4 observamos que la velocidad de traslación
de los planetas disminuye en relación con su distancia del
centro del Sistema Solar. La Tierra, por ejemplo, se mueve
a 30 km/seg alrededor del Sol, lo cual parece ser una
velocidad muy elevada si la comparamos con las que
encontramos en la vida diaria. En efecto, si viajáramos a 30
km/seg, tardaríamos sólo 13 segundos en recorrer la
68
distancia que hay entre el Distrito Federal y Acapulco; pero
tardaríamos ¡10 000 años! en llegar a la estrella más
cercana al Sistema Solar.
En la columna 5 se presentan las excentricidades de las
órbitas, o sea el grado de elipticidad que tienen (una
circunferencia tiene excentricidad cero y una elipse
infinitamente elongada tiene excentricidad 1). Se puede
apreciar que muchas de las órbitas son casi circulares,
como las de Venus, Neptuno y la Tierra. En cambio, Plutón
y Mercurio tienen órbitas mucho más elongadas.
La columna 6 muestra el periodo de rotación (o sea, la
duración del "día") de los diferentes planetas. Es
interesante notar que Venus y Urano tienen direcciones de
rotación distintas a las del resto de los planetas. Esto es
más asombroso si se considera que el Sol, todos los demás
planetas y casi todas las Lunas rotan y se trasladan en la
misma dirección. Cualquier teoría de formación del Sistema
Solar tendrá que explicar estas peculiaridades. La duración
del día es muy semejante en la Tierra y en Marte. En
Júpiter, en cambio, el día y la noche son muy cortos (duran
menos de cinco horas cada uno), mientras que en Venus
duran 121 días cada uno.
En la columna 7 se muestra la inclinación del eje de
rotación respecto al plano de la órbita. En la Tierra, esta
inclinación es de 23° y a ella se deben las estaciones. Los
ejes de rotación de Mercurio, Marte, Saturno y Neptuno
también están inclinados y, por consiguiente, también ellos
tienen estaciones. La inclinación del eje de Marte es muy
parecida a la de la Tierra; en cambio la del eje de Urano es
de 82°, lo que nos indica que los polos de este planeta
apuntan prácticamente hacia el Sol en invierno y verano.
En la columna 8 se muestran las inclinaciones de los planos
de las órbitas respecto al "plano de la eclíptica", que es el
plano que pasa por la órbita de la Tierra. Como se aprecia,
todas las órbitas están prácticamente en el mismo plano, o
sea que el Sistema Solar en su conjunto es aplanado.
En la columna 9 se presentan los diámetros ecuatoriales de
los planetas. Venus y la Tierra tienen tamaños parecidos,
Saturno tiene un diámetro 10 veces mayor que el de Venus,
y Plutón de la mitad de este último.
En la columna 10 se muestran las masas planetarias. Como
se mencionó anteriormente, las masas de los planetas son
69
una parte muy pequeña de la masa total del Sistema Solar,
siendo la mayor la de Júpiter, que es de 318 M.
En la columna 11 se han tabulado las densidades de los
planetas. La densidad del agua es igual a 1 g/cm³.
Mercurio y Venus tienen densidades muy parecidas a la de
la Tierra, y Marte un poco menor. En cambio las densidades
de los planetas exteriores son mucho menores, siendo las
de Saturno y la de Plutón menores que las del agua. Si
hubiera un mar lo suficientemente grande, Saturno y Plutón
flotarían en él.
Figura 31. El Sistema Planetario. En la parte inferior se muestran a escala
los tamaños relativos de los planetas. Nótese que los cometas resultan ser
los cuerpos más extendidos del Sistema Planetario.
En la columna 12 se muestra la temperatura superficial
promedio de los planetas. Es interesante notar que la
temperatura de Venus es sumamente elevada, mayor que
la de Mercurio, que está más cerca del Sol. Más allá de
Marte la temperatura superficial que tienen los planetas es
siempre inferior a 0°C.
El simple hecho de conocer las masas, los diámetros y las
temperaturas superficiales de los planetas nos permite
estimar cuál es la composición química de sus atmósferas
(cuando las tienen), ya que la posibilidad que tiene un gas
de escapar está en función de la temperatura y de la
gravedad superficial. Así, por ejemplo, las masas de Júpiter
y de Saturno son lo suficientemente elevadas como para
retener el hidrógeno y el helio, a diferencia de Venus y de la
Tierra que, aunque tienen atmósfera, han perdido el
hidrógeno y el helio. Mercurio está tan caliente y tiene tan
poca masa que no puede retener una atmósfera.
70
En las columnas 13 y 14 se ha tabulado la gravedad
superficial y la velocidad de escape de los distintos
planetas. Nótese que aunque Saturno, Urano y Neptuno
tienen masas mucho mayores que la terrestre, su gravedad
superficial es casi igual a la terrestre debido a sus enormes
diámetros.
En la columna 15 se ha tabulado el campo magnético de los
planetas en los cuales se ha podido medir. Cuando un
planeta posee un campo magnético, el viento solar no
incide directamente sobre su superficie, sino que es
deflectado por las líneas de campo, dando así lugar a una
"cavidad magnética". La Luna no tiene campo magnético ni
atmósfera y el viento solar incide directamente sobre la
superficie. Venus tampoco tiene campo magnético, pero el
viento solar es deflectado por su ionósfera.
En la columna 16 se presenta el número de lunas conocidas
de cada planeta. Los planetas jovianos tienen más lunas
que los terrestres.
En la columna 17 se muestran los anillos detectados
alrededor de los planetas. El anillo de Júpiter es muy tenue,
formado probablemente por polvos de silicatos de micras de
diámetro. Tiene 6 000 km de ancho y 30 km de espesor.
Además, tiene un halo de 10 000 km (mucho más tenue)
que llega hasta las nubes más externas del planeta.
Saturno, por su parte, tiene más de 900 anillos, tanto de
polvo como de rocas y hielos.
LOS PLANETAS TERRESTRES
Los planetas terrestres, también llamados interiores, son
los más cercanos al Sol: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte.
Como su nombre lo indica, se parecen a la Tierra: tienen
pocas lunas, son ricos en elementos pesados y su
temperatura promedio es de 200°C. A continuación
haremos una descripción de los planetas terrestres y de las
características que los hacen únicos.
Mercurio
Mercurio es el planeta más cercano al Sol. Hasta hace muy
poco tiempo se sabía muy poco sobre él. Su órbita es
sumamente elíptica. La diferencia entre sus acercamientos
máximo y mínimo (al Sol) es de 40%, mientras que, en el
caso de la Tierra, esta diferencia es tan sólo del 4%.
71
Puesto que la órbita de la Tierra está más alejada que la de
Mercurio, éste siempre se ve, desde la Tierra, muy cercano
al Sol. Por ello, sólo se puede observar al anochecer o al
amanecer, nunca cuando el cielo está muy oscuro. Su
máximo alejamiento del Sol es de 28°, por lo que, como
máximo, se le ve dos horas antes de salir el Sol o dos horas
después de ponerse. Es tan difícil observarlo desde la
Tierra, que aun las mejores fotografías lo muestran como
una pelota fuera de foco. El mismo Copérnico se lamentó de
que nunca lo pudo observar. Se ve borroso porque su luz
tiene que atravesar la atmósfera de la Tierra oblicuamente,
a través de una capa gruesa de aire turbulento.
La rotación de Mercurio. Debido a las dificultades de
observación, los dibujos y las fotografías de Mercurio no
muestran rasgos bien definidos sobre su superficie que
pudieran ser utilizados para medir su periodo de rotación.
Basándose en algunas estructuras superficiales indefinidas
los astrónomos llegaron a la conclusión de que su periodo
de rotación era igual a su periodo de traslación: 88 días. De
ser esto cierto, Mercurio siempre le daría la misma cara al
Sol, de la misma manera como la Luna siempre nos da la
misma cara. Esto lo convertiría, simultáneamente, en el
planeta más frío y más caliente del Sistema Solar. Su lado
"día", siempre apuntando al Sol, alcanzaría temperaturas
muy altas, recibiendo seis veces más energía solar que la
Tierra, mientras que el lado "noche" estaría sumergido en el
frío del medio interplanetario.
En 1960 se terminó la construcción de un radiotelescopio
para estudios planetarios, y ¡cuál sería la sorpresa de los
radioastrónomos al observar que el lado noche de Mercurio
no era tan frío como se había supuesto originalmente! Si
Mercurio no rotaba, la única posible explicación para la
temperatura elevada del lado noche era la presencia de una
atmósfera. (Las atmósferas y las masas de agua son
fundamentales en el clima. Por eso en la Tierra, la
temperatura no baja a -250°C aunque sea de noche.)
72
Figura 32. Mercurio. A primera vista es muy parecido a la Luna, con la
superficie cubierta de cráteres de impacto. Esta fotografía fue tomada por
la nave estadounidense Mariner 10. (NASA).
Es muy difícil imaginar que Mercurio pueda tener una
atmósfera. Por un lado, su gravedad superficial es baja (2/5
de la terrestre: una persona de 100 kg pesaría 40 kg en
Mercurio, y si diera un salto de 40 cm en la Tierra daría uno
de 100 cm en Mercurio). Por otro lado, como Mercurio está
muy cerca del Sol, sus partículas gaseosas se moverían
muy rápidamente (porque estarían a temperaturas muy
altas), y el posible "aire de Mercurio" se escaparía
fácilmente al espacio. En resumen, era poco probable que el
planeta tuviera atmósfera.
Con el mismo radiotelescopio, usando técnicas de radar, se
encontró que, efectivamente, Mercurio rota muy despacio,
descartándose así la explicación atmosférica para explicar la
temperatura alta de su lado nocturno. Su periodo de
rotación es de 56 días, y el de traslación de 88, así que
cada vez que el planeta da tres vueltas sobre su eje se
mueve dos veces alrededor del Sol, viéndose en la misma
posición y dándole en apariencia la misma cara. Lo increíble
es que se ha encontrado que Mercurio en realidad sí posee
una atmósfera. Es sumamente tenue: mil billones de veces
menos densa que la de la Tierra. No es una atmósfera que
provenga del planeta, lo que se deduce de su composición
química: helio e hidrógeno. La atmósfera de Mercurio viene
del Sol: como el viento solar incide directamente sobre su
superficie, las rocas lo absorben y más tarde se degasifican,
produciendo la incipiente atmósfera.
La superficie de Mercurio. En 1974 se observó nítidamente
por primera vez la superficie de Mercurio, cuando la nave
Mariner 10 se acercó y pudo fotografiarla. A simple vista
Mercurio es muy parecido a la Luna: de color gris blancuzco
73
y con miles de cráteres de todos tamaños. Esta última es
una característica muy común en los cuerpos del Sistema
Solar y se piensa que se remonta a los primeros tiempos de
su formación. Como los cuerpos más masivos atraen
gravitacionalmente a los menos masivos, los meteoritos
que pasan cerca de la Tierra son atrapados por ésta y al
caer sobre su superficie forman un cráter. El resto de los
cuerpos del Sistema Solar se comporta de la misma
manera, y lo ha venido haciendo durante toda su historia.
Figura 33. En estas figuras se muestra la formación de un cráter de
impacto. Una vez que cae el proyectil, pulveriza la superficie del blanco y
la arroja al exterior. Por eso se dice que los impactos meteoríticos
frecuentes muelen la superficcie de los cuerpos expuestos. (National
Geographic).
Los cráteres de Mercurio se deben a impactos de
meteoritos; uno de los cráteres, que se utiliza para medir
posiciones sobre su superficie (el "Greenwich" de Mercurio),
se llama Hun Kal, nombre que significa, en maya, número
20. Este cráter mide 1.5 km de diámetro. Muchos otros
cráteres tienen nombres de artistas. Los rayos brillantes
que surgen de algunos cráteres se formaron cuando brotó
materia eyectada después del impacto de algún meteorito;
dichos rayos están compuestos de polvo muy fino de alta
reflectividad. Probablemente han chocado millones de
meteoritos contra Mercurio, sobre todo cuando estaba
recién formado.
Se piensa que, en sus orígenes, Mercurio estaba compuesto
de roca y metal fundidos. El interior permaneció fundido
74
durante mucho tiempo (tal vez siga estándolo en el
presente) mientras que las regiones externas se enfriaron y
se solidificaron para formar la corteza. Conforme se enfrió
el interior, se contrajo, y la corteza se arrugó; algunas
porciones de la corteza se encimaron sobre otras, y en los
puntos de contacto se aprecian las escarpaduras. Las
arrugas produjeron las montañas.
El interior de Mercurio se fundió como resultado del
decaimiento de los elementos radioactivos presentes en el
interior del planeta. Puesto que los elementos radioactivos
producen calor cuando decaen, es probable que este
calentamiento se haya producido en todos los planetas y en
los satélites mayores, que tuvieron gran concentración de
elementos radioactivos. Este proceso de fundición es
importante, puesto que hace que los cuerpos de tamaños
planetarios se diferencien, es decir que se separen en ellos
los elementos más densos de los menos densos. Los
materiales más densos se hunden, mientras que los
elementos más ligeros se elevan. Por consiguiente, se
forma un núcleo planetario central de hierro y níquel, un
manto compuesto por rocas densas, y una corteza exterior
formada por rocas de baja densidad.
Como en otros cuerpos, encontramos regiones de Mercurio
que están tan pobladas por cráteres que se cubren unos a
otros en algunos lugares. En cambio, en otras regiones hay
menor densidad de cráteres. Probablemente un proceso
como el vulcanismo rellenó algunas de las regiones entre
los cráteres antes de que terminara el intenso bombardeo
de meteoritos al inicio de la formación del Sistema Solar.
Algunos planetas como la Tierra aún están parcialmente
fundidos cerca de la superficie, de tal forma que el magma
frío ocasionalmente emerge en forma de lava volcánica. Los
campos de lava que se observan en Mercurio son muy
viejos, puesto que se ven innumerables cráteres de
meteoritos sobrepuestos, lo que implica que su interior se
ha enfriado y que cerca de la superficie no ha habido
material fundido durante mucho tiempo.
La exploración de Mercurio apenas ha empezado. No se ha
fotografiado más que uno de sus hemisferios, y se ha
encontrado únicamente una probable caldera volcánica,
pero
se
piensa
que
tal
vez
existan
más.
75
Figura 34. Venus visto desde el espacio. Se observan las nubes altas del
planeta, que tienen velocidades de unos 400 km por hora. Sin embargo, la
atmósfera es tan densa que cerca de la superficie los vientos apenas
alcanzan velocidades de unos cuantos kilómetros por hora (NASA).
Venus
A simple vista Venus se ve como una estrella nocturna más
brillante que la demás. Por su hermoso aspecto algunos
pueblos de la antigüedad le dieron un lugar privilegiado en
el cielo. Los mesoamericanos hicieron un calendario con
base en el periodo de traslación del planeta; los griegos lo
bautizaron con el nombre de la diosa de la belleza y el
amor.
Galileo fue el primer hombre que realizó observaciones de
Venus con un telescopio; encontró que es un cuerpo
esférico y que presenta fases como la Luna.
Si nos pudiéramos acercar a Venus veríamos que está
siempre nublado, y que estas nubes de alta reflectividad
son las que lo hacen tan brillante. Venus tiene casi el
mismo tamaño y masa que la Tierra.
Si Venus, la diosa del amor y la belleza, tuviera
características humanas, estaría incómoda bajo estas nubes
compuestas de ácido sulfúrico con velocidades dos veces
más altas que la de los vientos huracanados terrestres, que
le dan la vuelta al planeta en 90 horas.
¿Y la superficie de Venus? Tiene temperaturas de casi
500°C cuando es de día. Esto significa que, si hubiera
76
plomo en la superficie, estaría fundido. Debido a la presión
atmosférica, equivalente a la que soportaríamos bajo un
kilómetro de agua en la Tierra, las rocas toman formas
extrañas. Caen rayos continuamente y hay lluvias
esporádicas de ácido sulfúrico.
Las temperaturas superficiales tan elevadas se deben a la
presencia de una gran cantidad de bióxido de carbono en la
atmósfera. Esto hace que en Venus haya lo que se conoce
como el efecto invernadero: la luz del Sol penetra hasta la
superficie, ésta la absorbe e irradia fotones infrarrojos, los
cuales no logran escapar debido al bióxido de carbono
atmosférico. Así, la superficie se mantiene muy caliente —
más que en Mercurio— a pesar de que Venus está 1.4 veces
más lejos del Sol. Para las ciencias de la Tierra, es de vital
importancia estudiar las características de la atmósfera de
Venus. Puesto que no hay vida en Venus, su densa
atmósfera no tiene O2, y por ello no es transparente a la
radiación infrarroja. La radiación solar penetra y, como en
el caso de la Tierra, se queda atrapada como en un
invernadero. Probablemente, si la humanidad sigue
depredando y contaminando su ambiente, logre alterar la
composición química de la atmósfera hasta modificar
seriamente el clima terrestre.
Hasta hace muy poco tiempo se tuvieron noticias de la
estructura superficial del planeta gemelo de la Tierra. Por
un lado, Estados Unidos construyó un telescopio de radar
que manda señales a todos los puntos accesibles de la
superficie de Venus y estima la estructura de la superficie
midiendo el tiempo de rebote. El mapeo de la superficie
tardó tres años en efectuarse y mostró que en Venus hay
una montaña, el monte Maxwell, de 14 km de altura
(recordemos que el monte Everest tiene 9 km). Sin
embargo, en términos generales, la superficie de Venus es
mucho más homogénea que la de la Tierra. En la figura 35
se muestran mapas comparativos, obtenidos con radar, de
las superficies de Venus, de la Tierra y de Marte, hechos
con la misma resolución y como si los tres planetas fueran
del mismo tamaño. Se puede apreciar, en estos mapas, que
en Venus, y sobre todo en Marte, los continentes son
mucho más masivos y están más agrupados que en la
Tierra. La Tierra surgió como un solo continente, pero la
tectónica de placas ha ido modificando su superficie,
fragmentándola y desplazando los pedazos. En cambio, en
Marte
no
existen
movimientos
continentales.
77
Figura 35. Fotografía de radar de Venus, la Tierra y Marte, a la misma
escala. En Venus los continentes tienen aspecto más granuloso y en Marte
más masivos que en la Tierra, Los soviéticos han construido radares más
poderosos que se han puesto en órbita alrededor de Venus y en breve se
tendrán mejores fotografías de este planeta.
La Unión Soviética ha enviado varias sondas a Venus. Las
primeras expediciones tomaron fotografías de las nubes,
midieron campos magnéticos y determinaron la intensidad
del viento solar. Recientemente varias sondas se han
posado en la superficie, y han logrado sobrevivir algunos
minutos en las condiciones ambientales existentes. Gracias
a ello se han podido fotografiar las rocas superficiales y el
cielo (que es de color naranja), así como realizar el análisis
químico de algunas rocas.
Resulta interesante detenerse a considerar el esfuerzo que
implica colocar una nave en la superficie de un planeta tan
inhóspito como Venus. La nave Vega 1 tardó un mes en
llegar al planeta. Era una nave nodriza que transportaba
varios módulos de exploración y de descenso. Los módulos
descendieron con un paracaídas, rodeados de rayos y ácido
sulfúrico, e hicieron los primeros análisis de los aerosoles de
la atmósfera venusina. Al mismo tiempo que descendían,
enviaban la información por medio de ondas de radio a la
Tierra. Una vez sobre la superficie del planeta, el módulo
tenía que soportar una temperatura de 600°C y una presión
de 100 atmósferas. Los científicos soviéticos construyeron
una copia del módulo que colocaron dentro de un horno a
alta presión, con la esperanza de que la temperatura
interior se mantuviera debajo de 20°C durante los tres
minutos necesarios para hacer el análisis químico de la
superficie (con un espectrógrafo de masas) y mandar los
resultados a la Tierra. Desde luego que el módulo
experimental se fundió y se oxidó totalmente en menos de
una hora.
78
Una vez sobre la superficie, que no es lisa (no se disponían
de fotografías de antemano para estimar en qué posición
iba a quedar el módulo), se procedió al análisis químico. El
módulo contaba con un brazo dotado de un taladro y de
una aspiradora. El taladro no sabía con qué tipo de suelo se
iba a enfrentar. Tuvo que taladrar roca dura y aspirarla,
una vez dentro del módulo fue necesario bajar la presión de
la muestra, ya que esta última estaba a una presión cien
veces mayor que el interior del módulo (hubiera sido como
abrir una olla express con 50 veces la presión usual). Hubo
que analizar la muestra y enviar los resultados en forma de
ondas de radio a la Tierra. Simultáneamente el módulo
fotografió el paisaje venusino. ¡Todo esto en menos de
trece minutos!
La nave Venera 13 se posó sobre la región Phoebe; cerca
del ecuador, y sacó varias fotografías. El cielo, las nubes y
la superficie de Venus son de color naranja. Las rocas
tienen aristas agudas, lo que parece indicar que hubo flujos
de lava sobrepuestos que más tarde fueron erosionados por
el viento (los vientos en la atmósfera de Venus son de 200
m/seg en la parte alta y de 2 m/seg cerca de la superficie).
En el cuadro 2 se muestra la composición química obtenida
en el estudio de rocas superficiales a 3 cm de profundidad
por la naves Venera.
CUADRO 2. Composición química del suelo de Venus obtenida por
las naves Venera
La Tierra
Mineral
Venera 13 Venera 14
MgO
10 % ± 6
8%±4
Al2O3
16 ± 0.6
18 ± 4
SiO2 (cuarzo) 45 ± 3
49 ± 4
K 2O
4±3
0.2 ± 0.1
CaO
7 ± 1.5
10 ± 1.5
TiO2
1.5 ± 0.6
1.2 ± 0.4
MnO
FeO
0.2 ± 0.1
9±3
0.16 ± 0.08
9±2
79
La Tierra presenta una estructura superficial de gran
diversidad: tiene agua gaseosa, líquida y sólida, alberga
vida, y normalmente, el 50% de su atmósfera está opacada
por nubes.
Si fuéramos un astrónomo de Titán, una de las lunas de
Saturno, podríamos hacer el siguiente reporte acerca de la
Tierra:
INFORME DE LA ACADEMIA TITANIANA DE CIENCIAS
Desde hace siglos nuestros antepasados han estudiado a
la Tierra. Nuestros primeros habitantes suponían que se
trataba de una estrella vagabunda, que aparece al
atardecer o al anochecer: puesto que es un planeta
interior sólo se observa cerca del Sol. Desde que el
gran Galilixto utilizó el primer telescopio (que en
realidad era un anteojo de pirata) para estudiar los
cuerpos celestes, descubrió que la Tierra es redonda y
presenta fases, como nuestro hermoso planeta Saturno y
sus 23 lunas, de las que formamos parte.
Figura 36. Fotografía de la Tierra tomada desde el espacio. Se vislumbra la
parte noroeste del territorio mexicano a través de las nubes.
Sólo se conoce un satélite de la Tierra y no se le han
detectado anillos, aunque suponemos que debe tenerlos.
Resulta difícil estudiar a la Tierra ya que, como
nosotros, posee una atmósfera y está cubierta de nubes
la mayor parte del tiempo; pero sus nubes no son de
metano como las nuestras, sino de agua, lo que hace
difícil
que
albergue
vida
(aunado
a
su
alta
temperatura). Se conoce muy poco sobre ella ya que la
gran distancia a la que se encuentra nos ha hecho muy
difícil estudiarla.
80
El estudio de la Tierra es importante para poder compararla
con el resto de los planetas del Sistema Solar, y se ha
podido realizar cuidadosamente dado que la conocemos con
mucho más detalle y desde hace mucho más tiempo. La
geología de la Tierra es tan compleja que resulta necesario
el estudio del resto de los planetas, que presentan
actividades geológicas más sencillas, para ayudarnos a
entenderla.
La corteza terrestre está dividida en nueve grandes pedazos
o placas que flotan parcialmente sobre el manto viscoso.
Estas placas están en movimiento, impulsadas por un flujo
de magma que surge del manto a través de las
cuarteaduras de la corteza que las originaron. Cuando dos
placas se alejan, el espacio entre ellas se llena de agua,
dando lugar a mares u océanos, en el fondo de los cuales
encontramos
cordilleras
formadas
por
el
magma
solidificado. Cuando se juntan dos placas, una de ellas se
hunde, dando lugar a grandes cañones submarinos.
También pueden surgir montañas y ocurrir temblores en los
sitios en que están chocando.
En resumen, la superficie de la Tierra es dinámica: la
corteza vieja desaparece continuamente, a la par que se
forma la nueva. Las placas se mueven centímetros o
milímetros por año. No se ven muchos cráteres de impacto
por meteorito sobre la Tierra porque su superficie es
geológicamente joven. Estas ideas forman parte de la teoría
de la deriva continental.
El interior de la Tierra. La primera información sobre el
interior de la Tierra proviene de comparar la densidad de
las rocas superficiales (~3 gr/cm3) con la densidad
promedio del planeta: 5.5 gr/cm3. Esta comparación nos
indica que en el interior de la Tierra debe haber material
más denso. Probablemente cuando se formó la Tierra y
estaba todavía muy caliente y viscosa, sucedió la
diferenciación: los elementos más densos se fueron al
interior y los livianos quedaron en la superficie.
La siguiente información proviene de los temblores. Cuando
se produce un movimiento violento en la superficie de la
Tierra se producen dos tipos de ondas: las P o primarias,
que son ondas de compresión y viajan a unos 7 km/seg, y
las S o secundarias, que son transversales y viajan a 5
km/seg. Esta diferencia de velocidades permite conocer con
precisión el epicentro del temblor, ya que llegan primero las
81
ondas P que las S. Existen cientos de estaciones
sismológicas sobre la superficie terrestre con las cuales se
pueden hacer las interpolaciones adecuadas. Las ondas P no
atraviesan líquidos. Midiendo la llegada o no de estas ondas
a las distintas estaciones sismológicas se ha encontrado que
la Tierra posee un núcleo líquido. Dado que las ondas
sísmicas se refractan al pasar de un medio a otro (como la
luz: por eso una cuchara se ve doblada en un vaso de
agua), por su desviación de una trayectoria rectilínea se
pueden conocer las distintas sustancias de las que está
compuesto el interior de la Tierra. Éste no es un trabajo
sencillo; ha tomado decenas de años empezar a conocer el
manto y el núcleo terrestre. Se han colocado sismógrafos
en la Luna y en Marte, y en 1998 se piensa colocar uno en
Venus.
Probablemente el interior de la Tierra esté formado por
níquel y hierro. El núcleo central es sólido, pero está
rodeado de líquido. La fuente de calor del interior de la
Tierra es la radiactividad.
La atmósfera. La atmósfera que tiene la Tierra no es la que
tuvo originalmente. Ésa se perdió, y la actual surgió de los
gases emitidos por los volcanes, aunque ha sufrido
modificaciones (principalmente debido a las plantas).
La composición química de la atmósfera terrestre es de
78% N2, 28% O2, 2.2% CO2 y cantidades variables de vapor
de agua. En el cuadro 3 se da una relación más completa,
junto con la de las atmósferas de Venus y Marte.
La atmósfera de la Tierra se divide en diferentes capas que
varían en temperatura, principalmente debido a su
composición química. La luz visible que nos llega del Sol
atraviesa la atmósfera y calienta la superficie. La
temperatura promedio de la superficie terrestre es de 20°C.
La primera capa se llama la tropósfera; tiene composición
química homogénea, mide unos 16 km de altura y se
calienta por emisión de luz infrarroja, que remite a la
superficie, y por convección (es decir, por masas de gas
caliente que se elevan y masas de gas frío que descienden).
La temperatura de la tropósfera disminuye hasta llegar a 50°C.
82
Figura 37. Estructura vertical de la atmósfera de la Tierra como función de
la temperatura. (dibujo de Alberto García).
A unos 50 km de altura existe una capa de ozono. El ozono
(03) es un gas formado por tres moléculas de oxígeno, que
absorbe eficientemente la luz ultravioleta del Sol y se
calienta; así que a partir de los 16 km de altura, en donde
termina la tropósfera, aumenta nuevamente la temperatura
hasta llegar a la capa de ozono, que está a unos 0°C.
Debajo de la capa de ozono está la estratósfera, y encima
la mesósfera. En la estratósfera los gases están en capas,
con los de mayor densidad en las capas inferiores. En la
mesósfera la temperatura atmosférica vuelve a disminuir
hasta -90° C. Después se calienta nuevamente más y más
en la termósfera. En esta última capa, los gases
atmosféricos atrapan los rayos X del Sol, se ionizan y, como
consecuencia, la capa se calienta. Así se forma la ionósfera,
que aumenta su tamaño de día y disminuye durante la
noche, cuando ya no le llegan los rayos X del Sol. Las ondas
de radio rebotan en ella, haciendo posibles las
comunicaciones radiales entre lugares alejados. Esto explica
la razón por la cual cuando hay actividad solar intensa se
alteran las comunicaciones: porque se modifican o cambian
bruscamente las capas ionosféricas.
La capa de ozono es fundamental para frenar los rayos
ultravioletas provenientes del Sol, pues si éstos lograran
penetrar destruirían la vida. Algunos desechos de aviones,
de refrigeradores viejos y de aerosoles (los fluorocarbonos)
destruyen la capa de ozono. Un efecto a corto plazo es un
aumento posible en la incidencia del cáncer de la piel; a
largo plazo, las consecuencias podrían ser terribles.
Comparemos las atmósferas de Venus, la Tierra y Marte,
tres planetas pequeños con atmósferas primitivas similares.
83
Los tres tenían agua y bióxido de carbón, pero
evolucionaron de acuerdo a sus diferentes masas y a sus
distancias distintas al Sol.
Venus, el más cercano al Sol, recibe mayor cantidad de
radiación. Probablemente Venus tenía vastos océanos
cuando estaba recién formado y el Sol era menos brillante;
pero al aumentar la luminosidad del Sol, los océanos se
evaporaron. Mientras tanto, los volcanes venusinos
arrojaron bióxido de carbono a la atmósfera. En la Tierra, el
C02 se disolvió en el agua y se reincorporó a las rocas,
carbonándolas; pero esto no pudo suceder en Venus,
porque el agua estaba gasificada. Conforme aumentó el C02
en la atmósfera de Venus, aumentaron el efecto
invernadero y la temperatura, de tal manera que Venus es
incapaz de albergar aun las formas más primitivas de vida.
La Tierra está lo suficientemente lejos del Sol como para
retener agua líquida. Su presencia prolongada permitió el
desarrollo de microorganismos que cambian parte del C02
en 02 y azúcares. Los volcanes y la tectónica de placas
siguen proporcionando C02 a la atmósfera.
Probablemente Marte tenía océanos y un clima moderado;
incluso pudo haber albergado vida. Como es más pequeño
que la Tierra, es menos activo tectónicamente. No tiene una
renovación constante de C02, el efecto invernadero ha
disminuido y el agua se ha congelado, así que Marte se
quedó seco y frío. Frecuentemente, las tormentas de polvo
hacen que disminuya drásticamente la temperatura en la
superficie de Marte. A diferencia del C02, que atrapa la
radiación infrarroja y no la deja escapar, produciendo
calentamiento, el polvo impide la entrada de la radiación
solar y hace que la temperatura disminuya. Si hubiera una
guerra nuclear se levantaría tanto polvo en la Tierra como
en las tormentas marcianas y disminuiría tanto la
temperatura que se extinguiría la vida en la Tierra (serían
suficientes 5 000 megatones para que esto sucediera).
Un compuesto interesante de la atmósfera terrestre es el
carbono catorce (14C). Se trata de un isótopo radioactivo
del carbono cuya vida media es de 5 760 años. El 14C se
produce por bombardeo de rayos cósmicos sobre el 14N. Se
ha encontrado que la cantidad de 14C atmosférico ha
permanecido casi constante durante los últimos miles de
años. Cuando las plantas incorporan a sus hojas bióxido de
carbono, una fracción del carbono es del isótopo catorce.
Los mamíferos consumimos vegetales o animales
vegetarianos e ingerimos 14C. Durante nuestras vidas, la
84
cantidad de este isótopo en nuestro organismo permanece
relativamente constante, porque lo renovamos en forma
continua. Pero al morir dejamos de renovarlo, y como el 14C
decae radiactivamente, midiendo la cantidad de 14C en
restos humanos se puede determinar con precisión el año
en que murió la persona. El llamado método del carbono
catorce es ampliamente utilizado por los antropólogos para
datar restos arqueológicos de origen biológico.
El 80% de la masa de la atmósfera se encuentra en los
primeros 10 km de altura. La densidad del aire disminuye
rápidamente conforme nos alejamos de la superficie de la
Tierra. Esto lo podemos experimentar midiendo la
temperatura de ebullición del agua. Para que el agua
hierva, las burbujas de aire que se forman en el fondo del
recipiente tienen que vencer la presión atmosférica para
poderse elevar. Al nivel del mar, el agua hierve a 100°C.
En la ciudad de México lo hace a 87°C, ya que las burbujas
necesitan menos energía para vencer una presión
atmosférica menor. En la cima del Monte Everest (8 880
m) el agua hierve a 30°C, pues las burbujas del fondo del
recipiente tienen muy poca presión que vencer. De hecho,
el ama de casa utiliza este fenómeno en la "olla express": al
aumentar la presión dentro de la olla, el agua se calienta a
más de 100°C y se cuecen más rápidamente los alimentos.
A 100 km de altura la presión atmosférica ha disminuido
100 000 veces; ya casi no hay aire. Aunque se encuentran
partículas atmosféricas a decenas de miles de kilómetros de
la Tierra, su densidad es tan sólo de unas cuantas
partículas por cm3;.
En el cuadro 3 se han presentado algunas características de
las atmósferas de los planetas terrestres. La presión
atmosférica en Venus es 90 veces la terrestre, mientras que
la de Marte es 150 veces menor y Mercurio prácticamente
no posee atmósfera.
CUADRO 3. Composición química de las atmósferas de los planetas
terrestres
Presión
Compuestos
compuestos
Planeta atmosférica principales
secundarios
(en bars) (porcentaje) (partes por millón)
Mercurio
10
-15
He (98)
H (2)
85
Venus
Tierra
90
1
CO2 (96)
H2O (~100), SO2
(~ 150)
N2 (35)
Ar (70), CO (40),
HCL (0.4)
N2 (77)
CO2 (330), Ne
(18), He (70)
O2 (21)
Kr (1.1), Xe
(.087), CH4 (1.5)
H2O (1)
H2 (.5), N2O (.3),
CO (.12)
Ar (0.93)
NH3 (0.1), NO2
(.001)
SO2 (.0002), H2S
(.0002), O3 (4)
Marte
0.007
CO2 (95)
O2 (1 300), CO
(700), H2O (300)
N2 (2.7)
Ne (2.5), Kr (.3),
Xe (.08),
Ar (1.6)
O3 (.1)
Los cinturones de radiación. En enero de 1958 el satélite
estadounidense Explorador descubrió los Cinturones Van
Allen de Radiación, llamados así en honor del director del
proyecto.
Se conocen dos de estos cinturones que contienen
partículas energéticas y eléctricamente cargadas. Las
partículas cargadas emiten la radiación. Los límites de los
cinturones no son muy definidos: el interior se extiende
desde unos 1 000 km sobre la superficie terrestre hasta 5
000 km, mientras que el exterior va desde unos 15 000 km
hasta 25 000 km.
Las partículas cargadas se mantienen dentro de los anillos
porque el campo magnético de la Tierra las atrapa cuando
llegan con el viento solar y no las deja escapar. Cuando una
partícula cargada se mueve dentro de un campo magnético,
describe una trayectoria espiral a lo largo de las líneas del
campo y emite radiación. Las botellas magnéticas que se
utilizan en la Tierra para contener plasmas muy calientes,
pretenden hacerlo, imitando la forma en que el campo
magnético terrestre mantiene atrapadas a las partículas
cargadas provenientes del viento solar.
86
Marte
Marte ha sido siempre uno de los cuerpos celestes más
interesantes, tanto para astrónomos como para legos. Su
aspecto nocturno es el de una estrella roja muy brillante.
Los griegos lo bautizaron con el nombre del dios de la
guerra. Se ha especulado durante siglos sobre la
probabilidad de que haya vida en ese planeta.
Marte es un planeta pequeño: tiene 6 800 km de diámetro,
es decir, la mitad del de la Tierra o Venus, y una vez y
media el de Mercurio. Como está casi cuatro veces más
lejos del Sol que Mercurio, recibe mucho menos radiación y
es capaz de retener una atmósfera.
La atmósfera marciana es tan tenue que se puede mirar a
través de ella y estudiar estructuras superficiales hasta de
60 km de diámetro; las más pequeñas se borran debido a la
turbulencia atmosférica. Se pueden distinguir casquetes
polares y medir su periodo de rotación: 24 horas, 37
minutos y 22.6 segundos.
¿Hay vida en Marte? Con un telescopio, Marte se observa
como un disco naranja que cambia de coloración; algunas
veces aparecen grandes extensiones verdes o rojizas. Sus
casquetes polares cambian sensiblemente de tamaño con
las estaciones.
Figura 38. Marte visto desde la Tierra con un buen telescopio. Sus
estructuras superficiales cambian de color y forma durante su periodo de
traslación alrededor del Sol, y lo mismo ocurre con sus casquetes polares.
Marte es difícil de fotografiar porque posee atmósfera, y
cuando se realizan exposiciones muy prolongadas se
87
obtienen fotografías borrosas. Por esta razón en el pasado
muchos observadores prefirieron dibujar a Marte que
fotografiarlo, argumentando que se observaban mejor los
detalles superficiales empleando la vista.
En 1877 el astrónomo italiano Schiaparelli describió unas
estructuras que bautizó "canales". Son estructuras
alargadas que recorren la superficie de Marte. Hizo
observaciones muy cuidadosas con un telescopio pequeño,
y dibujó la faz cambiante del planeta rojo.
Más adelante, Sir Percivall Lowell consideró que los
"canales" de Marte podían haber sido construidos por seres
inteligentes; tabuló más de 400 canales: "algunos de los
cuales intersectaban los 'oasis' y otros traían agua
directamente de los polos a este planeta semidesértico".
Consideró Lowell que las manchas verdosas eran
extensiones de tierras cultivadas que cambiaban según
fueran irrigadas por los marcianos. Cuando se descubrieron
los satélites de este planeta, Fobos y Deimos, algunas
personas sugirieron que eran artificiales y, según esto, los
marcianos nos habían adelantado en mucho desde el punto
de vista científico.
En 1965, cuando Mariner 4 mandó las primeras fotografías
cercanas de Marte y se afinó el análisis espectroscópico de
la superficie, se llegó a la triste conclusión de que era
imposible que un planeta sin agua y cubierto de polvo
albergara algún tipo de vida. Además, su atmósfera está
básicamente compuesta de C02 y tiene una presión 150
veces menor que la terrestre.
Figura 39. Mosaico fotográfico de la superficie de Marte, en el que se
pueden observar regiones viejas ricas en cráteres de impacto y regiones
jóvenes, de aspecto más terso, que fueron rellenadas por lavas volcánicas.
En la parte superior izquierda se ve una región en la que parece haber
88
corrido algún líquido, que podría haber sido agua. También se pueden
observar estrías debidas a fracturas por tectonismo (NASA).
Estas ideas tomaron un nuevo giro en 1970, cuando
fotografías más veladas mostraron que en Marte existen
depresiones que parecen ser lechos de ríos secos; además,
el análisis químico de los casquetes polares mostraba que
éstos tienen una gran cantidad de hielo de agua y no sólo
de hielo seco (C02), como se pensó en la década de los
años sesenta. Una vez más la comunidad científica supuso
que si Marte no albergaba vida en el presente, seguramente
esto sí había ocurrido en el pasado, pues todo parecía
indicar que alguna vez fluyó el agua sobre su superficie. Así
que se planeó una misión no tripulada para que aterrizara
en algún lugar propicio e intentara buscar alguna forma
latente de vida, como esporas, por ejemplo. Los resultados
de las misiones fueron negativos. Las misiones Vikingo
pudieron realizar un análisis de las rocas superficiales de
Marte, que estaban esparcidas aquí y allá y que, por tener
aristas agudas, parecían haber sido eyectadas por impactos
de meteoritos.
CUADRO 4. Misiones no tripuladas a Marte
Sonda
País
Fecha de
de
despegue
Origen
Comentario
Mariner
4
EUA
julio de
1965
sobrevoló el planeta
Mariner
6
EUA
julio de
1969
sobrevoló el planeta
Mariner
7
EUA
agosto de
sobrevoló el planeta
1969
Mariner
9
EUA
noviembre
de 1971
Marte 2
EUA
puesto en órbita y se
noviembre
perdió el módulo de
de 1971
amartizaje
puesto en órbita
Marte 3 URSS
diciembre
de 1971
Marte 4 URSS
febrero de
sobrevoló el planeta
1974
Marte 5 URSS
febrero de
1974
puesto en órbita
Marte 6 URSS
marzo de
1974
puesto en órbita y
amartizaje fallido
Marte 7 URSS
marzo de
1974
puesto en órbita y
amartizaje fallido
julio de
puesto en órbita y
Vikingo
EUA
puesto en órbita y
amartizaje
89
1
Vikingo
2
1976
EUA
amartizaje fallido
agosto de puesto en órbita y
1974
amartizaje sin fallido
La composición química de la superficie de Marte es distinta
que la de la Tierra y tiene un alto contenido de hierro (el
óxido de hierro es el que le da la coloración rojiza). El alto
contenido de este metal sugiere que en Marte no hubo
diferenciación como en la Tierra, Venus y Mercurio. La
ausencia de un campo magnético marciano y las mediciones
de su densidad (3.9 gr/cm³), comparada con el promedio
de los otros tres planetas terrestres, 5.4 gr/cm3), sugieren
que Marte no tiene núcleo de hierro; es decir, que los
materiales más densos no están en el interior del planeta y
los livianos en la superficie, sino que están bien mezclados.
La superficie de Marte presenta gran cantidad de cráteres
de impacto y conos volcánicos. Frecuentemente la
apariencia del planeta cambia cuando hay tormentas de
polvo, que duran varios meses y pueden cubrir vastas
zonas.
Algunas áreas de Marte están cubiertas por dunas de arena,
frecuentemente alineadas en la misma dirección, que
muestran que los vientos siempre soplan en el mismo
sentido. También se observan montículos de polvo
amontonados detrás de los cráteres en el lado en el que no
sopla el viento.
Figura 40. El volcán apagado más grande que se conoce en el Sistema
Solar es el Monte Olimpo. Se localiza en Marte y tiene casi 700 km de
diámetro y 27 km de altura (NASA).
90
Las naves Vikingo, además de buscar vida, pudieron
fotografiar la superficie marciana. El aspecto de la superficie
muestra un paisaje desértico con rocas de aristas agudas.
El suelo marciano es naranja, así como su cielo. Las
fotografías tomadas por la nave Vikingo 2, que amartizó en
una zona más cercana al polo, muestran escarcha
cubriendo finamente a las rocas en el amanecer marciano.
Estudios recientes detallados de las fotografías tomadas por
las naves Vikingo muestran que hace dos o tres miles de
millones de años hubo lagos o mares en Marte. En la región
llamada Deuteronilus Mensae existen vestigios de
depresiones lacustres. El personal de la NASA piensa enviar
una nueva misión exploradora a Marte en 1992, la cual
tomará mejores fotografías de la superficie marciana. Dicha
misión constará de un robot plástico en forma de rueda de
5 m de diámetro, que explorará directamente la superficie
moviéndose a un kilómetro por día.
El cono volcánico más grande de Marte, y de todo el resto
del Sistema Solar explorado, es el Monte Olimpo. Tiene 600
km de base y unos 25 km de altura. Como comparación, el
mayor volcán terrestre es Mauna Kea, en Hawaii, que tiene
9 km de altura si se mide comenzando en las profundidades
submarinas. El cráter del Monte Olimpo es de 65 km, y la
ciudad de México cabría fácilmente en su interior.
Además de volcanes, la superficie de Marte muestra
cañones. Uno, inmenso, tiene 5 000 km de longitud: es más
largo que México. Se cree que Marte no tiene tectónica de
placas porque no existen grandes cordilleras montañosas.
LOS PLANETAS EXTERIORES
Los planetas gigantes o jovianos se encuentran más allá del
cinturón de asteroides y su temperatura promedio es de 200°C, ya que a las distancias a las que se encuentran
interceptan muy poca radiación solar: Plutón, por ejemplo,
recibe 1 600 veces menos luz por cm2 que la Tierra. Debido
a la debilidad de la luz que reflejan, estos planetas, sus
satélites y anillos son muy difíciles de estudiar, sobre todo
más allá de Urano.
91
Figura 41. Tamaños comparativos de Júpiter, la Tierra y Saturno.
El primer contacto con los planetas gigantes fue en 1973,
cuando el Pionero 10 voló cerca de Júpiter; en 1981 y 1982
lo secundaron las misiones Viajero, ofreciéndonos el
panorama de un mundo maravilloso.
Los planetas gigantes son mucho mayores que los
terrestres. A diferencia de éstos, están hechos de materia
volátil: Júpiter, Saturno y Neptuno son gaseosos, salvo por
un pequeño núcleo sólido; tienen muchas lunas y anillos y
son mundos fríos; Urano es principalmente líquido. A
continuación describiremos algunas de las características de
los planetas gigantes.
Júpiter
Júpiter es el mayor de los planetas del Sistema Solar. Se ve
frecuentemente como un objeto brillante en el cielo
nocturno. Observaciones realizadas con un telescopio
pequeño muestran su sistema de nubes en forma de
bandas que cubren su superficie y cuatro de sus muchas
lunas, que hacen que Júpiter parezca un sistema solar en
miniatura. Tiene una densidad de 1.3 gr/cm3, de lo que se
infiere que su composición química debe ser más parecida a
la del Sol que a la de otros planetas (además se tiene
evidencia espectroscópica al respecto). Está compuesto casi
totalmente de hidrógeno y helio. Como la masa de Júpiter
es 318 veces la terrestre y su radio 11.2 el terrestre, la
gravedad superficial es 2.5 veces mayor que en la Tierra.
Una joven de 60 kg pesaría unos 150 kg en Júpiter. La
gravedad es tan alta que los gases más livianos no logran
escapar de su superficie. (Si alguna vez la Tierra tuvo
hidrógeno gaseoso, éste se escapó, pues la Tierra sólo
92
retiene gases más densos, como el oxígeno y el bióxido de
carbono.) Probablemente Júpiter ha retenido los gases de
los que se formó originalmente; el estudio de su
composición química nos hablará de su origen.
Júpiter es casi totalmente gaseoso, salvo por un núcleo
rocoso en el interior (más o menos del tamaño de la Tierra
y 15 veces más masivo). Tiene una estructura de bandas y
huracanes en su superficie visible, producidas por la
convección interior aunada a la rotación. Las bandas que
cubren su superficie tienen tonalidades naranja, café, gris,
amarillo, crema y azul. Están en continuo movimiento y en
ellas se pueden apreciar cambios en cuestión de días. Las
bandas de color claro son 10°C más calientes que las de
color oscuro; las bandas claras se mueven hacia afuera del
planeta y las oscuras hacia adentro. Las bandas oscuras
están 20 km por debajo de las claras.
Figura 42. La superficie de Júpiter, totalmente gaseosa, es muy
turbulenta. Se distinguen claramente manchas huracanadas (NASA).
93
Figura 43. Tamaño comparativo de la Tierra y los huracanes de Júpiter.
La Gran Mancha Roja, que se eleva 8 km por encima del
material circundante, tiene 26 000 km de diámetro y
cabrían dos Tierras en su interior. Es una tormenta
atmosférica con vientos huracanados de 360 km/h de
velocidad. Se ha observado desde hace más de trescientos
años y aparentemente no se ha destruido por la ausencia
de estructuras sólidas en la superficie de Júpiter (los
huracanes terrestres se destruyen al chocar contra los
continentes). Se han observado más manchas de este estilo
en Júpiter y en la atmósfera de Saturno.
Júpiter rota muy rápido —una vez cada 10 horas— y esta
rotación también influye en el aspecto de las bandas que,
según dijimos, son nubes paralelas al ecuador. No todas las
bandas rotan con la misma velocidad: las ecuatoriales rotan
un poco más rápido que las cercanas a los polos,
completando su rotación cinco minutos antes. En
consecuencia, cada 50 días jovianos las bandas ecuatoriales
han dado un giro más que las polares. Las regiones internas
de Júpiter también giran a distintas velocidades.
Los gases de Júpiter se van haciendo más y más espesos
hacia el núcleo del planeta, en el que la densidad es tan
alta que el hidrógeno se vuelve metálico. La rápida rotación
del planeta hace que Júpiter esté achatado, siendo su radio
ecuatorial 7% mayor que el polar.
Por medio de la espectroscopia se ha encontrado amoniaco
(NH3) y metano (CH4) en la atmósfera de Júpiter; estos
compuestos forman menos del 1% de la totalidad del
planeta (el 85% es hidrógeno y el 15% helio). Los colores
de las nubes provienen de hielos suspendidos en la
atmósfera.
Júpiter radia dos veces más energía que la que recibe del
Sol, de donde se infiere que, de alguna manera, está
generando energía en su interior. Esto no sucede en los
demás planetas, con excepción de Saturno y Neptuno,
según veremos más adelante. Se piensa que la fuente de
energía de Júpiter es la contracción gravitacional del
planeta. Es más, si Júpiter hubiera sido 75 veces más
masivo lo más probable es que hubiera sido una estrella
común y corriente; así, viviríamos en un sistema con dos
soles.
94
Por medio de observaciones en el infrarrojo, hechas desde
la Tierra, se ha logrado deducir que las temperaturas de las
nubes de Júpiter van de -173 a -73°C. Otro grupo de
observaciones, efectuadas por el Pionero 11, mostraron que
a una profundidad en la que la presión equivale a media
atmósfera terrestre, la temperatura es de +127°C.
El Pionero 10 tomó fotografías orientadas al ecuador de
Júpiter y el Pionero 11 hacia la región polar, invisible desde
la Tierra. Cerca de los polos ya no se observan las
estructuras de bandas, pero sí se aprecia una gran
turbulencia.
En 1955 se descubrieron emisiones de radio provenientes
de Júpiter parecidas a las que se producen cuando hay
tormentas eléctricas en la Tierra. Estas emisiones provienen
de descargas eléctricas entre el planeta e lo, uno de sus
satélites, y revelan que Júpiter tiene un campo magnético
intenso.
Las primeras fotografías cercanas de Júpiter fueron
tomadas por las naves Pionero 10 y Pionero 11, en 1973 y
1974. Estas sondas no quedaron orbitando alrededor de
Júpiter, sino que prosiguieron su viaje, alejándose cada vez
más del Sol. Como viajan a suficiente velocidad para
escapar del Sistema Solar (en unos 80 000 años habrán
recorrido la distancia correspondiente a 3 años luz), a la
larga lo abandonarán. De hecho, a partir de 1979 ya no
tuvieron suficiente potencia para seguir mandando señales
a la Tierra; pero llevan a bordo una placa con información
acerca de su planeta de origen: la Tierra.
Saturno
Saturno es el segundo planeta del Sistema Solar en cuanto
a masa y dimensiones. Es muy parecido a Júpiter,
probablemente debido a que tuvieron un origen similar. El
diámetro de Saturno es 80% del de Júpiter.
95
Figura 44. Saturno, observado por el Viajero 2. (NASA)
Debido a su enorme distancia al Sol (9.5 veces más que la
Tierra) y a su baja velocidad de traslación, Saturno parece
moverse muy despacio a lo largo de la bóveda celeste. A
simple vista se ve más amarillento y débil que Júpiter. Su
nombre viene del dios griego del tiempo. Para el observador
aficionado Saturno resulta ser el objeto más hermoso del
Sistema Solar por sus anillos. Los anillos de Saturno están
inclinados 27° respecto de su órbita, por lo que, vistos
desde la Tierra, presentan diversas orientaciones; cuando
están de canto, casi desaparecen por completo.
Galileo fue el primero en observar que Saturno tenía una
forma curiosa (en 1610), y en 1959 Huyghens escribió:
"Saturno tiene un anillo plano que en ningún punto toca al
planeta."
El aspecto exterior de Saturno es parecido al de Júpiter
aunque tiene franjas menos pronunciadas debido a su
menor temperatura. Su composición química también es
muy parecida: en la atmósfera hay moléculas de hidrógeno,
amoniaco y metano, aunque este último se cristaliza y se
precipita en forma de nieve.
La magnetósfera de Saturno está mucho menos extendida
que la de Júpiter, debido a la menor intensidad de su
campo magnético -35 veces menor. Esto nos hace pensar
que el núcleo de hidrógeno metálico de Saturno es menor
que el de Júpiter. El eje del campo magnético de Saturno
sólo está inclinado 1° respecto de su eje de rotación.
Como Júpiter, Saturno es una fuente de emisión de radio.
Parte de la emisión se produce en los cinturones de
96
radiación, en donde el campo magnético planetario ha
capturado una nube de electrones y de iones. Saturno
también emite radiación proveniente del interior, ya que
todavía se está diferenciando (emite 2.2 veces más energía
de la que recibe del Sol).
Los vientos en el ecuador de Saturno se mueven a 1 800
km/h, mientras que en Júpiter esta velocidad es de "sólo"
360 km/h. La diferencia se puede deber a que en Saturno
hay estaciones (que duran 30 años) que modifican la
temperatura de las nubes.
Saturno tiene un núcleo sólido, rodeado por una capa de
hidrógeno líquido metálico; afuera tiene una capa de
hidrógeno y de helio y, finalmente, las nubes que se
observan.
Figura 45. La superficie de Saturno es muy parecida a
la de Júpiter, con bandas alternas claras y oscuras y
con manchas de huracanes (NASA).
Urano
La nave Viajero 2 lanzada por Estados Unidos pasó por las
cercanías de Urano en febrero de 1986, después de haber
estudiado a Júpiter en 1979 y a Saturno en 1981; es decir,
tardó 5 años en viajar los 1 500 millones de kilómetros que
separan a Urano de Saturno. Antes de esa fecha se conocía
muy poco acerca de este planeta; incluso su diámetro era
incierto.
97
Además de hidrógeno y helio, Urano y Neptuno tienen
oxígeno, nitrógeno, carbono, silicio y hierro en su interior.
Tienen, también, un núcleo denso y un interior convectivo.
Para medir los diámetros de los planetas lejanos y para
estimar las condiciones de sus atmósferas, tradicionalmente
se ha empleado el método de las ocultaciones.
En la figura 46 se muestra la ocultación de una estrella por
un planeta. En la parte a se muestra cómo el planeta —que
tiene mayor velocidad aparente que la estrella— la oculta
(la eclipsa). En la parte b se muestra la curva de luz (la
variación de la luz recibida con el tiempo) que se obtendría
al observar la ocultación. Primero se observarían la luz de la
estrella y del planeta, después sólo la luz proveniente del
planeta y, mas adelante, la luz del planeta y de la estrella,
una vez que la estrella hubiese emergido. Conociendo la
velocidad relativa del planeta y de la estrella y midiendo el
tiempo de ocultación, se puede conocer el diámetro del
planeta. Si el planeta tuviera una atmósfera que no fuera
totalmente opaca a la luz de la estrella, la curva de la luz se
vería como se muestra en la parte c de la figura. En la parte
d se muestra lo que sucedería si la ocultación no fuera
precisamente en la dirección del diámetro del planeta; en
este caso se obtendría un límite inferior para el diámetro
(es por esta razón que durante mucho tiempo no se tuvo la
certeza de los diámetros planetarios). En la parte e de la
figura se muestra lo que sucedería cuando se tiene un
planeta con anillos y con eje de rotación que apunta hacia
el observador, y en la parte f se muestra la curva de luz de
este planeta; las depresiones simétricas a ambos lados de
la ocultación por el cuerpo del planeta muestran los lugares
de los anillos.
Cuando la estrella SAO 158 687 fue ocultada por Urano, en
1977, se estudió la curva de la luz para tratar de conocer la
opacidad de la atmósfera. Se observó una curva de luz
similar a la que se muestra en la parte f o sea, se descubrió
que Urano tiene anillos. Por fotografía directa y ocultaciones
subsecuentes se le han encontrado 10 anillos.
98
Figura 46. Ocultación de una estrella por un planeta. Ver texto para una
explicación detallada. (Dibujo de Alberto García).
Se calcula el periodo de rotación de los planetas estudiando
la reaparición de alguna estructura brillante en su
superficie. Como Urano tiene atmósfera opaca y vientos,
había sido difícil calcular su periodo de rotación. La nave
Viajero 2 encontró que Urano tiene un campo magnético
tan intenso como el terrestre, y midiendo su periodo de
rotación se encontró que era de 17 horas. Otra
característica interesante del campo magnético de Urano es
que no está alineado con los polos de rotación, como en la
Tierra, en donde el polo sur magnético y el norte geográfico
están en direcciones similares (y por eso es tan útil la
brújula que, aunque señala la dirección del campo
magnético, nos da dirección geográfica). En Urano el Polo
Sur magnético está a 55° del Polo Norte geográfico. En la
Tierra la dirección de los polos magnéticos cambia con el
tiempo, es decir, el Polo Sur magnético algunas veces esta
99
dirigido hacia el Polo Norte geográfico y otras hacia el Polo
Sur geográfico. Cuando se endurecen sustancias, como
ciertas arcillas, sus partículas quedan alineadas con el
campo magnético presente en ese momento. Así,
estudiando arcillas antiguas se ha comprobado que el
campo magnético terrestre se ha invertido varias veces: la
última fue hace unos setecientos mil años. Probablemente
el campo magnético de Urano está cambiando de dirección
y los aparatos de la nave Viajero lo midieron durante la
transición.
La nave Viajero encontró que Urano tiene vientos que se
mueven a 375 kilómetros por hora (un avión comercial
viaja a 1 000 km/hora). La atmósfera de Urano tiene 8 500
km de espesor y está compuesta principalmente por
hidrógeno; además tiene helio y trazas de metano y otros
gases. Debajo de esta atmósfera hay un mar con amoniaco
disuelto en el agua y más adentro un núcleo rocoso.
La nave Viajero 2 también estudió los anillos de Urano.
Descubrió que tiene 10 en lugar de los 9 que se habían
encontrado por medio de ocultaciones. Utilizando ondas de
radio que rebotan sobre los anillos descubrió que están
constituidos por miles de rocas de aproximadamente un
metro de diámetro que rotan alrededor del planeta más o
menos cada ocho horas. Estas rocas podrían ser fragmentos
de algún cuerpo mayor que se rompió; incluso podría haber
sido parte de un gran satélite de tamaño terrestre que
chocó contra Urano, provocando con ello la anormal
inclinación de su eje (como vimos, el eje de Urano está casi
paralelo a su plano de traslación). Finalmente, durante su
recorrido la nave Viajero encontró 10 satélites menores que
no habían sido detectados por los telescopios terrestres.
Figura 47. Urano visto desde su satélite Miranda. Se observa el disco liso
100
de Urano rodeado de un anillo muy delgado y la superficie rugosa de
Miranda.
Figura 48. Los anillos de Urano fotografiados por la nave Vikingo 2. Son
sumamente delgados (NASA).
Los 10 anillos de Urano son delgados, oscuros y bien
definidos. Están compuestos por rocas grandes, que miden
varios metros de diámetro y casi no tienen piedras
pequeñas ni polvo. Esto es sorprendente, ya que se
esperaría que las rocas que forman los anillos de Urano
estuvieran chocando unas contra otras, produciendo piedras
y polvo como en el caso de Saturno. Lo que se piensa es
que el polvo de los anillos de Urano se carga
electrostáticamente por el viento solar y es atrapado por el
campo magnético del planeta, dejando "limpios" a los
anillos de desechos pequeños. Aún no existe ninguna teoría
para explicar por qué son tan delgados los anillos de Urano.
El planetólogo Brahic dice que los anillos son como el
perfume: "poseen muy poca sustancia pero producen
mucha emoción".
Neptuno
Más allá de Júpiter, Saturno y Urano, están Neptuno y
Plutón. Se sabe muy poco acerca de estos planetas remotos
debido a su gran distancia y a que todavía no han sido
visitados por sondas, excepto Neptuno, en 1989, del que se
ha podido observar que tiene dos o tres satélites y nueve
anillos.
El descubrimiento de Neptuno fue un triunfo de la
astronomía newtoniana. Neptuno era desconocido hasta el
momento en que se encontró que la órbita de Urano difería
ligeramente de una elipse. Esta pequeña diferencia se
101
atribuyó a su interacción gravitacional con un planeta aún
no descubierto.
El inglés John C. Adams predijo la posición del planeta
desconocido en 1845, pero su profesor de astronomía en
Cambridge no se molestó en revisar los cálculos del joven.
Adams llevó sus cálculos al astrónomo real, pero su
mayordomo no le permitió verlo, pues estaba cenando. Sin
embargo Adams dejó una copia de sus cálculos. Más tarde,
el astrónomo real le pidió a Adams más información, para
probar sus habilidades, pero éste no contestó a la petición y
sus cálculos fueron archivados.
Un año después, en Francia, Urbain Leverrier repitió,
independientemente, los cálculos de Adams, y con base en
sus datos, el nuevo planeta fue descubierto en Berlín.
La órbita de Neptuno es tan grande que no le ha dado
tiempo de dar una vuelta completa al Sol desde que fue
descubierto, aun cuando se mueve a 19 800 kilómetros por
hora. Está tan lejos que es muy difícil de observar. En
1968, Neptuno ocultó una estrella casi tan brillante como él
(BD-17 4 388). Observaciones hechas desde Australia
permitieron determinar un diámetro de 49 200 km para el
planeta. El cálculo preciso de un diámetro planetario es
importante para conocer su densidad y, por consiguiente,
su composición química.
Las observaciones infrarrojas de Neptuno muestran que su
temperatura es de -210° C; 17°C mayor que la que
producirá la escasa radiación solar que recibe. Como
consecuencia, Neptuno radia tres veces más energía de la
que recibe, así que tiene una fuente interna de energía
como Júpiter y Saturno. Curiosamente Urano no la tiene.
Esto era casi todo lo que sabíamos sobre Neptuno a
mediados de 1989, pero en agosto tuvo lugar uno de los
acontecimientos científicos más espectaculares de la
década: el encuentro de la sonda espacial Viajero 2 con
este misterioso planeta y con su aún más misterioso
satélite Tritón. En efecto, el 24 de agosto de 1989, después
de un viaje de 12 años de duración y de más de 4 000
millones de km de recorrido, el Viajero 2 culminó
exitosamente su misión de explorar los planetas exteriores
del Sistema Solar (excepto Plutón) pasando a sólo 500 km
de la superficie de Neptuno ante la espectante mirada del
mundo entero y, en particular, de los especialistas en
astronomía planetaria.
102
Neptuno fotografiado por el Viajero 2
Para que una misión de esta envergadura haya llegado a
feliz término, hubo que resolver una gran cantidad de
problemas científicos y tecnológicos. Por ejemplo, las
señales provenientes del Viajero 2 tardaban más de 4 horas
en llegar a la Tierra, por lo que la sonda tuvo que llevar un
sistema propio de pilotaje que la guiaba, apuntando a una
estrella. Además, Neptuno está tan lejos del Sol que se ve
30 veces menos brillante que Júpiter, por lo que fue
sumamente difícil fotografiarlo. Todas las imágenes que
llegaron estuvieron "movidas" y hubo que utilizar técnicas
complejas basadas en el procesamiento de imágenes, vía
computadora, para "enderezarlas".
Como hemos dicho, el Viajero 2 sobrevoló Neptuno a sólo
500 km de su superficie, acercamiento mucho mayor que el
que tuvo con los demás planetas que visitó (Júpiter,
Saturno y Urano). Obviamente, esto trajo consigo un
incremento espectacular de nuestros conocimientos sobre
este planeta. A continuación presentamos los hechos más
importantes que hoy sabemos acerca de él.
Neptuno es un planeta gigante, gaseoso, como Júpiter y
Saturno. En el centro tiene una parte sólida más o menos
del mismo tamaño que nuestra Tierra. Su color azul se debe
a la presencia de metano, un gas combustible, en su
atmósfera extendida. El Viajero 2 pudo fotografiar su
helada y gruesa capa atmosférica en la que se descubrió un
ciclón bautizado como "la gran mancha azul" por su
similitud con la "gran mancha roja" de Júpiter. En la
atmósfera existen bandas horizontales, claras y oscuras,
que se deben a los movimientos de las nubes que bajan a la
superficie y que suben de ella, rotando al mismo tiempo con
el planeta. Esta turbulencia es producida por una fuente de
103
calor interna, como la de Júpiter y Saturno (curiosamente,
Urano no la tiene).
Un descubrimiento muy interesante fue que el planeta tiene
cinco anillos (tres de los cuales ya habían sido detectados
parcialmente desde la Tierra) que están formados por polvo
de hielo y rocas opacas, lo cual los hace muy tenues y, por
ende, muy difíciles de detectar. También se descubrieron
seis nuevas lunas —se conocían sólo Nereida y Tritón—
todas las cuales resultaron ser muy pequeñas y estar
cubiertas de hielo (sus temperaturas superficiales son de 200°C).
Trayectoria del Viajero 2.
El misterioso Tritón resultó ser un satélite "de colores":
tiene mares de nitrógeno líquido. Unos son color de rosa y
otros, de metano, del mismo color "azul agua" que
caracteriza a Neptuno. En su superficie se descubrieron
conos volcánicos apagados que se deben sumergir en ella
—cuando pasan de una cierta altura crítica— ya que el
suelo de Tritón es de hielo, y la resistencia mecánica de
éste es mucho menor que la de la roca. Pero lo más
impresionante
ocurrió
al
estudiar
fotografías
estereoscópicas de la superficie, pues de pronto apareció,
ante los asombrados ojos de los investigadores, ¡un volcán
activo! (al que aún no se le ha puesto nombre). Este volcán
arroja lo que parecen ser nubes de nitrógeno con cristales
de carbono provenientes de las entrañas de esta gran luna
(es mayor en tamaño que Mercurio, aun cuando su masa es
menor). La erupción llega a una altura de 8 kilómetros. Las
nubes de nitrógeno son arrastradas por el viento, rico en
metano, hasta una distancia de ciento cincuenta kilómetros.
Tritón también presenta rasgaduras superficiales producidas
probablemente por glaciares.
104
Después de haber visitado Neptuno, la sonda Viajero 2 se
alejó del planeta en dirección perpendicular al plano del
Sistema Solar. Se piensa que seguirá mandando señales
durante unos 13 años más, básicamente referentes a la
composición química y condiciones del viento solar y del
medio interplanetario. Después... se perderá en el espacio
interestelar.
PORQUE no conocemos
los
gestos
de
tu
historia
ni
tu
desierta
materia que colinda
con el principio y
el
fin
de
los
planetas,
espectral territorio
de la nada:
a ti, a tus ocultas
sombras, a tus
solitarios
eclipses
para nadie,
al
no
inventado
nombre de tus mares;
a ti,
luna
no
cantada,
supuesta luna
que
desde
la
imposible lejanía
ya proyecta su luz
sobre la Tierra.
"Luna de Plutón",
BLANCA LUZ PULIDO
Plutón
Plutón es el único planeta que no ha sido visitado por
alguna sonda. Tiene una órbita muy elongada, como se
aprecia en el cuadro 1. Está, en promedio, 70 % más lejos
del Sol que Neptuno, pero a veces se mueve dentro de la
órbita de Neptuno. De hecho, eso está ocurriendo
actualmente, y ahora Plutón es el octavo planeta a partir
del Sol: entró en la órbita de Neptuno en 1978 y emergerá
de ella en 1998.
Dado que Plutón tiene una masa y un tamaño muy
pequeños comparados con el resto de los planetas
exteriores, y que su órbita intersecta a la de Neptuno,
105
alguna vez se pensó que había sido satélite de éste y que
se había escapado al chocar con otro satélite gigante
(Tritón) de Neptuno. Sin embargo, recientemente se
descubrió la enorme luna de Plutón, Caronte, y así la teoría
de que Plutón fue alguna vez una luna resulta difícil de
sostener. El periodo orbital de Caronte es de 6.39 días,
precisamente igual al periodo de rotación de Plutón, y su
órbita está inclinada 650 respecto a la órbita de Plutón.
Aparentemente el periodo de traslación y de rotación de
Caronte coinciden porque, a causa de las enormes fuerzas
de manera que ejerce Plutón sobre él, se ha ido frenando.
La Tierra también ha frenado a la Luna por fuerzas de
manera y por eso siempre nos da la misma cara.
Figura 49. Fotografía en la que se descubrió el satélite de Plutón, Caronte.
LUNAS
Los planetas del Sistema Solar poseen gran cantidad de
lunas (o satélites). Las hay de muchos tamaños en
comparación con el planeta madre. Tritón, el mayor satélite
de Neptuno (y, probablemente, del Sistema Solar), es tan
grande que su diámetro es mayor que el de Marte. El
diámetro de Caronte, en cambio, es sólo 1/3 del de Plutón,
su planeta madre, y algunas lunas de Júpiter y Saturno sólo
tienen algunos kilómetros de diámetro.
Los satélites presentan un a gran heterogeneidad en lo que
se refiere a su composición química. Algunos son más bien
rocosos, como las lunas de Marte, y otros están compuestos
de hielos como Encélado, una luna de Saturno.
Semieje
Nombre del mayor Periodo
satélite
y órbita
sideral
del planeta (miles (días)
de km)
Inclinación
Masa
106
Excentricidad
Descubridor
orbital
Radio (km) respecto al
Magnitud
de la órbita
(y año)
(%)*
planeta
De la Tierra
Luna
384 500 27.322
0.055
18 - 29 V 1 738
0.0123
9 380
0.018
1.0
1.5 x 10-6
- 12.27
De Marte
Fobos
Dedimos
23 500
0.318
14 x 10
-7
Hall (1877)
11.6
Hall (1877)
12.7
1.262
0.002
1.3
8x6
3 x 10
16 Metis
127 000 0.295
0.000
0
20
-------
Synnott
(1979)
17
14
Adrastea
128 000 0.297
0.000
0
20
-------
Jewitt et al.
(1979)
17
5 Amaltea
181 000 0.489
0.003
0.4
135x82x76 18 x 10-10
Barnard
(1892)
4.1
15 Tebe
221 000 0.670
0.000
0
40
-------
Synnott
(1979)
16
1 Io
422 000 1.769
0.000V
0
1 816
4.70x10-6
Galileo
(1610)
5
2 Europa
671 000 3.551
0.000V
0
1 563
2.56x10-6
Galileo
(1610)
5.3
3
1
070
7.155
Ganimedes 000
0.001V
0.2
2 638
7.84x10-6
Galileo
(1610)
4.6
De Júpiter
4 Calisto
1
880
16.69
000
0.01
0.2
2 410
5.6x10-6
Galileo
(1610)
5.6
13 Leda
11 110
240
000
0.146V
26.7
~5
5x10-10
Kowal
(1974)
20
6 Himalia
11 500
251
000
0.158V
27.6
90
8.5x10-10
Perrine
(1904)
14.7
10 Lisitea
11 710
260
000
0.13V
29.0
~10
0.01x10-10
Nicholson
(1938)
18.6
7 Elara
11 740
260.1
000
0.207V
24.8
40
0.35x10-10
Perrine
(1905)
12
Anamkae
20 700
617 R
000
0.169V
147
~10
0.007x10-10
Nicholson
(1951)
18.8
11 Carmé
22 350
692 R
000
0.21V
164
~15
0.02x10-10
Nicholson
(1938)
18.1
8 Pasifae
23 300
735 R
000
0.38V
145
~20
0.077x10-10
Mellote
(1908)
18.8
9 Sinope
23 700
758 R
000
0.28V
153
~15
0.015x10-10
Nicholson
(1914)
18.3
18 Pan
133.583 0.5750
0.00
0.00
9.655
17 Atlas
137.64 0.6019
0.00
0.00
20
Terrile
(1980)
18.0
16
Prometeo
139.35 0.6130
0.003
0.00
72.5
4.7x10-10
Collins
(1980)
15.8
15 Pandora 141.70 0.6285
0.004
0.00
57
3.9x10-10
Collins
(1980)
16.5
10
Epimeteo
151.42 0.6942
0.009
0.34
72
9.8x10-10
Dollfus
(1966)
15.7
11 Jano
151.472 0.6945
0.007
0.14
98
3.5x10-9
Dollfus
(1966)
14.5
1 Mimas
185.52 0.942422 0.0202
1.53
196
6.7x10-8
Herchel
(1789)
12.9
0.002
250
1.5x10-7
16
De Saturno
2 Encélado 238.02 1.370218 0.0045
Herchel
11.7
107
En la figura 50 hemos graficado algunos de los satélites del
Sistema Solar con sus tamaños relativos. También se han
dibujado a escala los diámetros de los planetas como
comparación. Las distancias a los planetas no están a
escala. No se han incluido los nombres de todos los
satélites para no sobrecargar la figura. Se han graficado en
orden de distancia al planeta.
Mercurio y Venus no tienen lunas. Fobos y Deimos son dos
satélites irregulares de Marte que están cubiertos de
cráteres.
Júpiter y Saturno tienen muchas lunas. Los satélites
mayores de Júpiter son los galileanos lo, Europa,
Ganimedes y Calisto. Los tres últimos son ricos en
compuestos de hielos; los demás son más rocosos, mucho
más pequeños, y algunos de los exteriores son asteroides
atrapados por Júpiter.
Figura 50 Tamaños relativos de algunos satélites. Se han delineado los
discos de algunos planetas como comparación. (Dibujo de Alberto García).
En el cuadro 5 hemos resumido las características más
importantes de los satélites del Sistema Solar de los cuales
tenemos algunos datos.
A continuación describiremos con mayor detalle los satélites
más sobresalientes.
CUADRO 5 Principales satélites
* La inclinación de la órbita se mide respecto al plano
ecuatorial del planeta. La letra "R" indica que el
108
movimientoes retrógrado, esto es, que es en sentido
opuesto a la rotación del planeta. La letra "V" indice la
cantidad a la que se refiere esa variable. La inclinación de la
órbita se mide respecto al plano ecuatorial del planeta.
La Luna
La Luna es el cuerpo celeste más cercano a la Tierra. Está a
380 000 km de ella, tan cerca que se le ve forma esférica y
domina al cielo nocturno.
El diámetro de la Luna mide 3 476 km, una cuarta parte del
diámetro de la Tierra. Ningún otro planeta tiene un satélite
tan grande en comparación con su tamaño. Debido a la
gran abundancia de cráteres que presenta se ha especulado
que su corteza debe ser vieja. En la Tierra, por ejemplo,
debido a la tectónica de placas, la corteza se renueva
constantemente y la superficie es más joven; la tectónica
de placas, junto con la erosión, ha borrado la mayor parte
de las trazas dejadas por los impactos de meteoritos.
Muchos otros satélites presentan aspectos parecidos al de la
Luna: Ganimedes y Calisto de Júpiter; Dione, Mimas y Tetis
de Saturno.
La Luna presenta zonas oscuras, bautizadas "mares" por
Galileo, que se pueden ver a simple vista o con binoculares.
En realidad la Luna no tiene agua. Tampoco tiene
atmósfera. Como la atracción gravitacional de la Luna es
1/6 de la que ejerce la Tierra, si hubiera tenido atmósfera o
agua éstas se habrían evaporado hace mucho tiempo.
Además de cráteres y mares, la Luna presenta montañas y
cañones. Los cráteres pueden medir hasta 295 km de ancho
por 3 km de alto. Hay tantos que incluso se observan
algunos cráteres dentro de otros, y muchos de ellos están
sumamente desgastados.
Cuando la Luna está llena es tan brillante que se puede leer
con la luz que refleja. Sin embargo, las mejores fotografías
de la Luna se han tomado cuando hay 'media Luna";
entonces, las sombras que producen las montañas y los
cráteres son más alargadas y se observan mejor las
estructuras superficiales. Se toman fotografías de las dos
mitades de la Luna por separado y después se pegan.
109
El periodo de rotación de la Luna es igual a su periodo de
traslación alrededor de la Tierra: 29.5 días. Así que, en
promedio, la mitad de la Luna está en la oscuridad durante
15 días y en claridad durante otros 15. La temperatura
superficial de la Luna varía entre 120°C y -110°C,
dependiendo de la cantidad de radiación solar a la que ha
sido expuesta.
La Luna siempre da la misma cara a la Tierra debido a que
ésta la ha ido frenando por fuerzas de marea. El centro de
gravedad de la Luna no está en su centro geométrico, sino
que se está desplazando hacia la Tierra. La Luna también
está frenando a la Tierra a causa de las mareas: cada siglo
los días se vuelven 0.001 segundos más largos.
Las grandes depresiones más obscuras de la Luna (los
mares) se formaron en su historia temprana, cerca del final
del gran bombardeo meteorítico. Como el interior de la
Luna todavía estaba fundido, salió lava por las fisuras,
produciendo estas regiones extendidas planas que vemos
ahora. Sabemos que esto ocurrió después del periodo de
gran bombardeo porque la densidad de cráteres es menor
en los mares.
La edad de la superficie de la Luna. Como vimos en la
sección de la Tierra, la corteza terrestre se renueva
constantemente debido a la tectónica de placas; por
consiguiente, las edades de las rocas de la Tierra son, en
general, jóvenes. Uno de los problemas astronómicos aún
no resueltos es la edad precisa de la formación del Sistema
Solar y de cada uno de sus componentes individuales. Sería
oportuno conocer si el Sol y los planetas se formaron
simultáneamente, si el Sistema Tierra-Luna fue un solo
objeto que se partió o si se formaron independientemente.
Los meteoritos también son fuentes indicadoras de la edad
del Sistema Solar. En la Tierra se han obtenido muestras de
hasta 3 500 millones de años. Cuando se produce un
impacto de meteorito, se funden las rocas cercanas al
impacto, y estudiando estas rocas alteradas, llamadas
brecchias, se puede estimar la fecha aproximada del
impacto. Una roca que se funde y más tarde se solidifica,
atrapa gas en su interior, por lo tanto, una forma de medir
su edad es contabilizar la cantidad de gas radioactivo
residual que contiene. Uno de los objetivos prioritarios de
los viajes a la Luna fue obtener la edad de su superficie. En
el cuadro 6 se presentan las edades de algunas muestras
lunares.
110
La exploración de la Luna. En 1969, más de quinientos
millones de personas observaron en sus pantallas de
televisión la aventura del hombre en la Luna. Durante tres
años, 12 astronautas visitaron nuestro satélite gracias al
apoyo técnico de miles de científicos e ingenieros.
CUADRO 6. Edades de los mares de la Luna en miles de millones de
años
Maar
Serenitatis
(Serenidad)
Nectaris (Néctar o
dulzura)
Fecunditatis
(Fecundidad)
Tranquilitatis
(Tranquilidad)
Humorum
(Humedades)
Crisium (Crisis)
Imbrium (Lluvias)
Orientale (Oriental)
Brecchias
asociadas
Basaltos
4.3
3.8
4.3
__
4.2
3.5
4.2
3.7
4.2
__
4.1
3.9
3.8
__
3.3
__
La historia de la exploración lunar desde el espacio
comenzó en 1959. La Unión Soviética envió tres ondas Luna
3 que pasaron detrás de la Luna, por su lado oculto, y
enviaron las primeras fotografías. Fue sorprendente
constatar que el lado oculto de la Luna casi no tiene mares;
probablemente se debe a que está más expuesto al
bombardeo meteorítico.
En 1961 la NASA comenzó su proyecto de exploración lunar.
Envió sondas Ranger de estudio a la Luna y,
simultáneamente, puso en práctica el envío de un
astronauta (en las naves Mercurio) y de dos de ellos (en las
naves Gemini).
En 1966, una nave soviética (Luna) y una norteamericana
(Surveyor) lograron posarse suavemente sobre la superficie
lunar, comprobando que era de materia sólida; las sondas
sólo se sumieron unos cuantos centímetros. Además, se
obtuvieron las primeras fotografías.
111
En la Navidad de 1968 la sonda Apolo 8 circundó a la Luna
y regresó a la Tierra por primera vez.
El año siguiente, la nave Apolo 11 llevó a los primeros
hombres a la Luna. Les tomó tres días llegar en el módulo
de comando, y mientras éste orbitaba la Luna, de él se
separó el módulo lunar con Neil Armstrong y Buzz Aldrin a
bordo, dejando a Michael Collins en órbita. El 20 de julio de
1969 Armstrong pronunció las siguientes palabras al pisar
la Luna:
"Esto es un paso pequeño para un hombre y un gran salto
para la Humanidad."
Siguieron los Apolo 12 y 14, de adaptación para el hombre
a las condiciones lunares, y los 15, 16 y 17, de gran
envergadura científica (la nave Apolo 13 sufrió un
desperfecto y tuvo que regresar).
Los astronautas estaban protegidos en contra de las
condiciones letales de la Luna (ausencia de aire, calor
intenso) por trajes espaciales y equipo que pesaba 300 kg
en la Tierra (50 en la Luna). Los trajes necesitaban estar a
presión y permitirles realizar movimientos y comunicarse.
Los astronautas permanecieron en la Luna varios días.
Algunos de ellos viajaron en transportes motorizados para
explorar regiones interesantes. Colocaron varios aparatos
para medir el viento solar y un sismógrafo para explorar las
condiciones interiores de la Luna. Trajeron cientos de
muestras rocosas para tratar de entender la evolución
geológica de la Luna.
A veinte años de los viajes Apolo, se siguen analizando las
muestras lunares que provienen de nueve sitios distintos.
Las misiones Apolo trajeron 2 000 muestras que pesaron en
total 382 kg. Las ondas soviéticas Luna 16, 20 y 24 trajeron
310, incluyendo una muestra de 160 mm de longitud
obtenida taladrando la corteza lunar.
Los instrumentos que fueron dejados en la Luna
funcionaron durante ocho años. Detectaron sismos,
impactos de meteoritos y midieron la energía radiada por el
interior de la Luna. Se sacaron miles de fotografías del
satélite, algunas en rayos X, que han permitido conocer en
detalle la composición química superficial.
112
Se suspendieron las misiones Apolo 18, 19 y 20. El único
científico que ha ido a la Luna es Harrison Schmidt, a bordo
del Apolo 17. En 1977 se dejaron de monitorear las señales
provenientes de la Luna, debido a los enormes recortes de
presupuesto sufridos por la NASA.
Fobos y Deimos
Fobos y Deimos son los dos satélites conocidos de Marte.
Sus nombres vienen del griego y significan miedo y pánico;
justos acompañantes de Marte, el dios de la guerra. Estos
satélites son básicamente trozos de piedra.
Figura 51. Fobos y Deimos, los dos satélites irregulares de Marte (NASA).
Fobos y Deimos son muy pequeños. Se mueven
relativamente rápido debido a su cercanía al planeta (si no
fuera así caerían sobre Marte). Están a 6 000 y 20 000 km
sobre la superficie del planeta, respectivamente. Fobos le
da una vuelta a Marte en 7 horas 40 minutos; como el día
en Marte es de 24 horas 37 minutos, Fobos tarda menos de
un día marciano en dar una vuelta al planeta. Deimos tarda
un poco más: 30 horas. Un observador marciano vería que
Fobos se "mueve al revés", comparado con Deimos, los
demás planetas, el Sol y las estrellas; es decir, se mueve
de oeste a este.
Fobos y Deimos siempre le dan la misma cara a Marte; su
periodo de rotación es igual a su periodo de traslación. No
son esféricos y están cubiertos por fracturas y cráteres
debidos a impactos de meteoritos. Fobos tiene un cráter de
8 km de diámetro, inmenso si se compara con las
dimensiones máxima y mínima del satélite (27 y 19 km). La
113
dimensión máxima de Deimos es de 15 km y la mínima de
11 km.
Las densidades de estos satélites son iguales: 2 gr/cm3,
que es la misma que tienen los asteroides rocosos. Por ello
se piensa que podrían ser antiguos asteroides atrapados por
Marte.
Ío
Probablemente la Luna más espectacular del Sistema Solar
es Ío. Este satélite de Júpiter es el único cuerpo en el que
se han observado volcanes en erupción, aparte de la Tierra.
Desde un punto de vista geológico, la superficie de Ío es la
más activa de todo el Sistema Solar. Se encontró que en un
solo hemisferio tenía ocho volcanes haciendo erupción
simultáneamente, con velocidades de salida de las
columnas eruptivas de .3 a .7 km/seg (muy semejantes a
las terrestres, que son de 0.5-0.6 km/seg), por lo cual
alcanzan alturas de hasta 280 km. El principal componente
volátil de las columnas eruptivas de los volcanes de Ío
parece estar constituido por una concentración muy grande
de azufre y bióxido de azufre, mientras que en las columnas
terrestres este componente es básicamente el agua.
Figura 52. Ío, satélite de Júpiter, presenta vulcanismo activo. Aquí se
observa la pluma volcánica que se eleva a grandes distancias sobre su
superficie (NASA).
114
Figura 53. Composición fotográfica que muestra a Júpiter con sus lunas
galileanas: Ío, Europa, Ganimedes y Calisto (NASA).
Se piensa que la principal fuente de calor causante del
vulcanismo en Ío es la deformación periódica a la que está
sujeto, debido a la atracción gravitacional de Júpiter y a las
demás lunas, que crean grandes tensiones en su interior
por fuerzas de marea.
Europa
Europa
es
otro
ejemplar
extraordinario.
Está
completamente cubierto de hielo y no presenta ni montañas
ni valles. Es como una inmensa pista de patinar. Se
observan en su superficie marcas filamentosas que son,
probablemente, grietas que se formaron por impactos de
meteoritos, que fundieron la superficie; estos líquidos así
producidos se resolidificaron más tarde, rellenando los
huecos y grietas producidos por los impactos. Algunos
investigadores piensan que debajo de la corteza sólida de
Europa existe agua líquida, así como en la Tierra hay un
mar debajo del hielo del Polo Norte. Y van más lejos
todavía: argumentan que si en el pasado la temperatura de
Europa fue más elevada, bien se pudo haber generado vida.
Se ha observado que en la Tierra la vida aparece incluso en
condiciones muy adversas: hay peces que viven en las
profundidades del mar a temperaturas muy bajas,
presiones muy altas, y donde hay muy poca luz. Estos
investigadores argumentan que de la misma manera podría
haber vida en estos mares bajo los hielos de Europa.
Titán
115
Titán es la segunda luna más grande del Sistema Solar. Es
casi del mismo tamaño que Mercurio y pertenece al
minisistema de Saturno.
En Titán siempre está nublado, con nubes de color naranja,
Titán tiene montes nevados, lagos y lluvia. Pero así como
en la Tierra estos lagos son de agua, en Titán están
compuestos de metano. En otras palabras, en Titán llueve
gas natural.
Miranda
Miranda es un satélite de Urano. Antes de que lo
fotografiara la nave Viajero en 1986, se pensaba que sería
un mundo de hielo, cubierto de cráteres como algunas de
las lunas de Júpiter o de Saturno. El mismo hecho de
fotografiarlo planteó problemas difíciles, pues la sonda pasó
a una velocidad de 60 kilómetros por segundo por su
vecindad. Como a Miranda le llega muy poca luz del Sol,
por estar tan lejos, las fotografías se veían distorsionadas.
Una vez que se resolvieron los detalles técnicos, se observó
que este satélite tiene algunas peculiaridades únicas. Posee
vastas regiones de forma rectangular, que no se parecen a
ninguna estructura geológica (montaña, valle, mar, volcán,
cráter, etc.) de ningún otro planeta ni luna. Además de
tener esta forma rectangular, dichas regiones están
levantadas sobre la superficie.
Figura 54. Composición fotográfica que muestra a Saturno con algunos de
sus satélites: Dione, Mimas, Tetis, Encélado, Rea y Titán (NASA).
116
Figura 55. Miranda, mundo maravilloso que, según algunos astrónomos, se
partió y se volvió a unir (NASA).
La explicación que han dado los especialistas es que
Miranda chocó violentamente con un meteorito gigantesco.
Después del choque los fragmentos se volvieron a juntar,
pero no se fundieron lo suficiente para formar una luna tan
esférica como muchas otras.
ANILLOS
Conocemos cuatro planetas con anillos, que son los más
grandes del Sistema Solar: Júpiter, Saturno, Urano y
Neptuno.
Galileo fue el primer científico en mencionar un aspecto
extraño en Saturno, aspecto que, según sabemos ahora, se
debe a la presencia de anillos: "Al contemplar a Saturno
noté que, curiosamente, parece cambiar de forma; a veces
se ve más redondo, y en otras ocasiones se observa
achatado".
Observadores
posteriores,
con
mejores
telescopios, les dieron el nombre de anillos a las estructuras
delgadísimas que rodean a Saturno.
En 1857 Maxwell concluyó que los anillos no podían estar
formados por un disco sólido de materia, sino que debían
estar constituidos por gran cantidad de partículas discretas.
Pero el conocimiento actual que sobre ellos tenemos se
debe principalmente a las sondas espaciales.
117
Figura 56. El anillo de Júpiter visto desde el lado noche del planeta. Se
observa con claridad que es sumamente delgado (NASA).
Cada sistema de anillos tiene sus características peculiares.
Así, el anillo de Júpiter, por ejemplo, está concentrado en
un plano de 30 km de espesor. El resto forma un halo de 5
000 km por encima y por debajo de este plano. Está
formado principalmente por partículas de polvo de 0.001
mm de diámetro.
Probablemente el anillo de Júpiter está formado por materia
volcánica que se originó en su satélite Ío. El anillo de
Júpiter se dispersa constantemente en el espacio formando
el halo: sin embargo, los volcanes de Ío, que
continuamente hacen erupción, arrojan nuevas partículas al
espacio y vuelven a poblar la parte densa del anillo. La luna
Encélado, de Saturno, también parece presentar un
vulcanismo activo y puede estar poblando de partículas a
algunos de sus anillos.
Los anillos de Saturno están formados tanto por fragmentos
rocosos de hielos de varios metros de diámetro como por
pequeñísimas partículas de polvo. Sus dimensiones son:
800 m de espesor y 5 000 km de ancho. Es decir que si una
sonda espacial los atravesara a una velocidad de 11 km/seg
no tendra tiempo de fotografiarlos. Cuando vemos a
Saturno desde la Tierra, con el ecuador alineado a nuestra
línea de visión, los anillos desaparecen por completo. En
cambio, cuando lo observamos de canto con un buen
telescopio, se distinguen tres anillos y unas zonas oscuras
llamadas divisiones de Cassini y de Encke. Sin embargo, las
naves Vikingo 1 y 2, que los estudiaron de cerca,
observaron que son cientos de anillos compuestos de
partículas de distintos tamaños y composición química.
Dentro de la zona de los anillos existen zonas sin partículas
(anillos vacíos) y algunas lunas pequeñas.
118
Como veremos más adelante, en la sección de cosmogonía,
Saturno parece un sistema solar primitivo. Aparentemente,
hace 10 millones de años las partículas que forman los
anillos de este planeta estaban distribuidas en un halo a su
alrededor. Como resultado de su movimiento de rotación y
de colisiones sucesivas la mayor parte se fue acomodando
en el plano ecuatorial de Saturno, aunque muchas de ellas
se escaparon al espacio interplanetario. En las zonas
alejadas del planeta las partículas se aglutinaron para
formar lunas, pero en las regiones cercanas las enormes
fuerzas de marea impidieron la cohesión de las partículas y
no se pudieron formar satélites de gran tamaño.
Figura 57. Las estrías oscuras que se ven en los anillos de Saturno parecen
consistir en partículas suspendidas sobre el plano de los anillos por su
carga eléctrica (NASA).
La composición química de los anillos de Saturno es
básicamente de hielos: hielo de agua, hielo seco y hielo de
amoniaco. Unos son de rocas de color oscuro y otros son
materia volcánica polvosa. Algunos de los "anillos vacíos"
están poblados por pequeñas lunas que capturan a las
partículas que encuentran en su camino. Otros sufren
efecto de resonancia entre la velocidad de las partículas y
los grandes satélites.
El anillo F de Saturno es muy delgado y en algunos lugares
parece estar trenzado. Se cree que dos pequeñas lunas lo
están "pastoreando", esto es, evitando que se desintegre.
La razón por la cual se piensa esto es que las lunas se
mueven a ambos lados del anillo, muy cerca una de la otra,
y al moverse atraen a las partículas del anillo haciendo que
se tuerza.
119
El campo magnético de Saturno también actúa sobre los
anillos produciendo unas estrías de color oscuro sobre ellos,
que se desplazan con el mismo periodo de rotación del
planeta, y no con velocidades que disminuyen al alejarse
del planeta como los demás componentes anulares. El polvo
que forma a estas estrías está cargado electrostáticamente
y por eso sigue la misma velocidad de rotación que el
campo magnético de Saturno.
LOS COMETAS
Morfología
Los cometas pasan la mayor parte de su vida lejos del Sol,
son sólidos, fríos, oscuros y muy pequeños; son tan
diminutos que no se pueden observar ni siquiera a través
de los telescopios más poderosos. Estos cuerpos se
encuentran en promedio a 100 000 unidades astronómicas
del Sol (una unidad astronómica equivale a la distancia
entre la Tierra y el Sol, es decir, 150 millones de
kilómetros). Estos cuerpos, llamados "núcleos" de cometa,
son bloques de sustancias congeladas cuyas dimensiones
fluctúan entre cientos de metros hasta varios kilómetros.
Esas sustancias, entre ellas agua, bióxido de carbono (hielo
seco), amoniaco y metano (gas natural), están mezcladas
con polvo interplanetario y con ciertos compuestos de
hierro y magnesio, por lo que es común decir que "el núcleo
de un cometa es un pedazo de hielo sucio".
Al hallarse a unas tres unidades astronómicas (U.A.) de
distancia del Sol, las masas de hielo comienzan a
evaporarse debido a la radiación solar, y alrededor del
núcleo se forma una capa gaseosa llamada "coma". El vapor
puede salir a través de fisuras de la corteza del núcleo, en
forma de chorros; más tarde el gas se dispersa y se forma
la coma. Esta capa es muy tenue (las estrellas pueden
verse a través de ella), pero sus dimensiones a menudo son
enormes, mayores, que las del Sol.
A medida que se acercan más al Sol (a menos de dos
unidades astronómicas de distancia), los cometas
comienzan a desarrollar su cola. De hecho, la palabra
"cometa" proviene del griego kometes, que significa "de
cabellos largos". La interacción de la coma del cometa con
el viento solar y la radiación del Sol es la causa de la
formación de la cola. Por una parte, la intensa radiación
solar ultravioleta "ioniza" los gases que forman la coma
(esto es, provoca que adquieran carga eléctrica),
120
haciéndolos brillar: por otra, el viento solar los arrastra,
alejándolos del núcleo, hasta originar así la cola del cometa.
Por esta razón, las caras de los cometas apuntan siempre
en dirección opuesta al astro solar.
Figura 58. La cola de los cometas se debe a la interacción del viento solar
con los gases producidos por la evaporación del núcleo.
Algunos cometas desarrollan una cola de polvo, además de
la cola ionizada. Este polvo también se desprende del
núcleo por efecto de la incandescencia solar. Como la masa
de las partículas de polvo es mayor que la de los iones, el
viento solar las desvía menos de su recorrido, de manera
que la cola de polvo se aparta un poco menos de la
trayectoria del cometa. Es factible observar esta cola debido
a que refleja la luz del Sol y, por ello, su color (rosado) es
diferente al de la cola de iones (blanco azulado).
Las colas de los cometas alcanzan dimensiones increíbles,
hasta de dos unidades astronómicas. Por esta razón se dice
que los cometas son los cuerpos más extendidos del
Sistema Solar.
Órbitas
La mayor parte de los cometas se desplaza en órbitas
elípticas alrededor del Sol, es decir, forman parte del
Sistema Solar. Estas órbitas están orientadas en todas
direcciones respecto de la eclíptica y hay igual número de
cometas prógrados y retrógrados.
Hasta la fecha se han identificado alrededor de 700
cometas. La mayor parte de ellos tarda más de 500 años en
121
darle una vuelta al Sol. El cometa con menor periodo
detectado es el Encke (3.3 años).
Al aproximarse al Sol, un cometa puede pasar
relativamente cerca de un planeta (en especial de Júpiter o
Saturno, que son los mayores) y ser atraídos por éste. Si la
interacción es muy intensa, la órbita del cometa se modifica
de modo considerable.
La velocidad de un cometa varía a lo largo de su órbita, y
llega a alcanzar unos 30 km por segundo en la proximidad
del Sol.
Otros datos
Nombres de los cometas. Suelen aparecer unos 15 cometas
al año, pero rara vez pueden observarse a simple vista. De
ellos, un tercio son nuevos descubrimientos, y los restantes
son reapariciones de cometas conocidos. Al aparecer un
cometa, se le asigna como nombre provisional el año del
descubrimiento, seguido por una letra que indica el orden
en que fue identificado. Así, por ejemplo, el primer cometa
descubierto en 1974 se llamó 1974a, el segundo 1974b,
etc. Algunos cometas llevan, más tarde, el nombre del
astrónomo que los estudió.
Fracturas. Como los núcleos de los cometas se hallan
sometidos a ciclos de calentamiento y enfriamiento
posterior muy intensos, pueden sufrir fracturas ocasionales.
Por ejemplo, cuando el cometa West se aproximó al Sol en
1976, su núcleo se dividió en cinco fragmentos diferentes.
Cuanto mayor número de veces pase un cometa cerca del
Sol, tanto más se desgastará e irá dejando pequeños
fragmentos a lo largo de su trayectoria. Cuando la Tierra
atraviesa la trayectoria de algún cometa viejo, esos
fragmentos caen en la atmósfera, fenómeno que se conoce
como estrella fugaz. Cuando penetran muchos fragmentos
en poco tiempo, se produce una lluvia de estrellas. En mayo
y octubre pueden observarse lluvias de estrellas llamadas
Acuáridas y Oriónidas, producidas por desechos del cometa
Halley.
122
Figura 59. Las lluvias de estrellas se producen cuando pequeños
fragmentos de cometa entran en la atmósfera y se incendian por fricción.
Colisiones. A veces los cometas chocan contra algún otro
cuerpo del Sistema Solar. Por ejemplo, se piensa que en
1908 un cometa chocó contra la Tierra en un lugar llamado
Tunguska, en la Unión Soviética, localizado en Siberia, en
una región pantanosa y helada. Al caer, el cometa derribó
todos los árboles distribuidos en un área de 3 000 km2. No
quedaron residuos, ya que al estar compuesto en esencia
de hielo, se evaporó totalmente. Algunos autores piensan
que la extinción masiva de los dinosaurios y otras especies
se debió a numerosas colisiones de cometas con la Tierra,
que levantaron una capa de polvo haciendo disminuir así la
temperatura superficial de la Tierra, lo que provocó la
muerte de plantas y animales.
La teoría más aceptada sobre el origen de los cometas
señala que son restos de la formación del conjunto del
Sistema Solar. Se considera que el Sol y los planetas se
formaron por contracción gravitacional de una nube de gas
y polvo y que casi toda la materia fue absorbida por ellos.
La materia restante, distribuida muy lejos del Sol, la
constituyen los cometas, el polvo y el gas interestelar.
Las primeras fotografías del núcleo de un cometa
A principios de 1987 cuatro sondas espaciales se acercaron
al núcleo del cometa Halley, enviadas por Japón, la URSS y
los países socios de la Agencia Espacial Europea.
Entre los objetos comunes de las misiones pueden
mencionarse los siguientes: determinar la naturaleza del
núcleo y la cantidad de materia que lo compone; calcular su
contenido de polvo y el tamaño de las partículas y estudiar
123
ciertos procesos físicos como la interacción de la coma con
el viento solar.
La nave que envió la Agencia Espacial Europea se llamó
Giotto, en honor del célebre pintor que inmortalizó la
aparición del Halley en 1301 en un fresco titulado La
adoración de los Reyes Magos. Esta nave pudo tomar la
primera fotografía del núcleo del cometa.
En estas fotografías se observa que el núcleo del cometa
tiene forma de cacahuate, es de 15 km de largo y posee un
color oscuro, debido a su corteza de tierra. Se observó que
salía gas y polvo a gran velocidad por las fisuras. El núcleo
del cometa Halley liberaba 60 toneladas de vapor de agua
cada segundo durante su perihelio. Los chorros de gas
apuntaban hacia el Sol, ya que la zona más caliente del
cometa apunta hacia él.
Figura 60. El núcleo del cometa Halley fue fotografiado por vez primera
por la nave Giotto. Tiene forma de papa, es muy oscuro y del lado día
emanan chorros de material gasificado (Agencia Espacial Europea).
Las futuras misiones a los cometas son las llamadas
Magallanes y Roseta a cargo de la NASA y la Agencia
Espacial Europea.
LOS PLANETAS MENORES
Los planetas menores o asteroides son inmensas rocas que
se encuentran en órbitas elípticas rotando alrededor del Sol,
principalmente entre las órbitas de Marte y Júpiter, aunque
existen asteroides cuyas órbitas intersectan a las de la
Tierra y Saturno. Se estima que su número aproximado es
de 100 000, aunque sólo se han estudiado con detalle unos
2 000. Sus dimensiones son en promedio de 100 a 200 km.
124
El diámetro del mayor, Ceres, es de 1 000 km. Este
asteroide tiene el 30% de la masa de todos los demás
asteroides conocidos juntos. Le siguen en tamaño Vesta y
Palas, que tienen unos 500 km de diámetro.
La composición química de los asteroides es muy variada:
algunos contienen, esencialmente, compuestos de carbono
o compuestos ricos en silicio y el 5% son ricos en metales.
Se piensa que en un principio había varios asteroides que
sufrieron diferenciación, es decir, que en ellos los metales
se fueron al centro y las rocas a la superficie, por el
calentamiento que produjo el decaimiento de materiales
radioactivos. Debido a los choques frecuentes de unos con
otros, con una velocidad de impacto típica de 5 km/seg,
estos asteroides se fragmentaron, formando "familias" de
asteroides más pequeños. Los asteroides de aspecto
metálico surgieron del interior de los asteroides primitivos y
los rocosos de la superficie. Cuando los choques entre
asteroides son menos violentos, los fragmentos se pueden
"quedar pegados", dando origen a asteroides de
composición química mixta. Un astrónomo japonés buscó (y
encontró) "familias" de asteroides con órbitas muy
parecidas. Se llaman "familias Hirayama" en su honor.
Existen asteroides dobles, que giran uno alrededor de otro,
o que tienen forma de "mancuerna", como Héctor.
Los tres anillos de polvo que se encontraron con el satélite
infrarrojo IRAS, entre la órbita de Marte y Júpiter, se
pudieron haber formado por la molienda continua que
resulta del impacto de los asteroides.
Existen algunos planetas menores, como Quirón, cuya
órbita está entre la de Júpiter y Saturno. Su diámetro es de
sólo 300 km y podría ser el núcleo de un cometa desviado
gravitacionalmente por los planetas gigantes.
Otro planeta menor interesante es Hidalgo. Su órbita es la
más elongada de todos los asteroides estudiados; llega más
allá que la de Júpiter y está inclinada 60° respecto de la
eclíptica.
La Unión Astronómica Internacional agrupa a los
astrónomos profesionales de todo el mundo. Tiene una
serie de comisiones encargadas de funciones diversas,
entre las cuales se encuentra la de dar nombres a los
cuerpos celestes.
125
Figura 61. Los 33 asteroides con diámetros mayores que 200 km. El arco
grande a la izquierda representa a Marte.
La Comisión de nombres de planetas menores de la Unión
Astronómica Internacional decidió bautizar a siete
asteroides en honor a los astronautas que perecieron
durante el despegue del Challenger el 28 de enero de 1986.
Los nombres son 3350 Scobe, 3351 Smith, 3352 McAuliffe,
3353 Jarvis, 3354 McNair, 3355 Onizuka y 3356 Resnik.
Estos asteroides fueron descubiertos entre 1980 y 1984 por
los astrónomos Bowell y Thomas del Observatorio de Lowell
en Estados Unidos. Los números de los asteroides
corresponden a su número de descubrimiento.
Las órbitas de los asteroides suelen ser muy elípticas y
desorganizadas. Tal vez algunos cuerpos masivos pasaron
por el cinturón de asteroides y desorganizaron sus órbitas,
volviéndolas caóticas e impidiendo que los asteroides se
aglutinaran en un planeta, produciendo en cambio sus
choques frecuentes.
Existen dos familias de asteroides, troyanos y griegos,
llamados así porque llevan nombres de héroes de la Ilíada,
que se mueven en una órbita muy cercana a la de Júpiter.
Los "griegos se mueven por delante de Júpiter y los
"troyanos" por detrás, en los llamados puntos lagrangianos
(las regiones en donde la atracción gravitacional ejercida
por Júpiter es igual a la del Sol).
METEORITOS
Los meteoritos son cuerpos menores que caen sobre la
Tierra y otros cuerpos del Sistema Solar. Algunas veces al
caer forman cráteres, pero casi siempre se volatilizan antes
de caer en los cuerpos con atmósfera, y al hacerlo producen
126
trayectorias luminosas conocidas como estrellas fugaces.
Todo los días caen aproximadamente 19 toneladas de
materia del espacio sobre la Tierra.
Se dispone de muy poca materia extraterrestre. Sólo se
tienen algunas muestras lunares y meteoritos, aunque ya
se ha hecho un análisis directo de las superficies de Marte y
de Venus.
Uno de los meteoritos más importantes que se ha analizado
es el meteorito Allende, que cayó en 1969 cerca de Toluca,
cuya masa se estima en cuatro toneladas de materia sólida.
Este
meteorito
tiene
muchas
peculiaridades.
Su
composición química es muy similar a la del Sol, lo que
viene a mostrar que probablemente ambos se formaron de
la misma nube. Sus diferencias (en composición química) se
deben a que el Sol quema rápidamente elementos como el
litio y a que Allende no puede tener gases muy volátiles y
gases nobles. Se ha podido determinar con mucha precisión
la edad de Allende que es de 4.67 X 109 años, que dentro
de la incertidumbre, se piensa que es la edad del Sol y del
Sistema Solar.
El estudio de la composición química de los meteoritos es
fundamental para entender la evolución y el origen del
Sistema Solar. Esto se debe a que muchos meteoritos
provienen de regiones muy alejadas del Sistema Solar en
donde no fueron contaminados por la presencia de vida ni
por los intensos vientos solares que producía el Sol en su
etapa de protoestrella. La composición de los minerales de
un meteorito depende de la presión y de la temperatura del
medio en que se formaron.
Figura 62. Fragmento del meteorito Allende, muy apreciado por su edad
(cuatro mil seiscientos millones de años) y por sus inclusiones vidriosas
ricas en aminoácidos.
127
Existe una clase peculiar de meteoritos llamados tectitas.
Tienen aspecto vidrioso y formas circulares, alargadas y de
mancuerna; las mayores tienen 8 cm de diámetro. Se han
encontrado principalmente en Indonesia y Australia. Las
tectitas son muy pobres en agua, lo que ha hecho suponer
a algunos investigadores que pueden ser de origen lunar.
Es posible que en el pasado, cuando hubo vulcanismo activo
en la Luna, algunos fragmentos volcánicos hayan logrado
escapar de ella y hayan caído en la Tierra. Esta hipótesis se
confirma por el hecho de que las tectitas parecen haber
estado fundidas a alta presión y haberse solidificado
rápidamente. Otros investigadores piensan que se formaron
por el impacto de un enorme meteorito sobre la Tierra que
lanzó pequeños fragmentos fundidos a la atmósfera, que al
caer por el aire tomaron esas formas curiosas.
Se ha encontrado que algunos meteoritos tienen inclusiones
con aminoácidos. Este descubrimiento es importante para
los estudios sobre el origen de la vida, puesto que muestra
que se puede formar compuestos orgánicos complejos en el
medio interestelar. Allende muestra sobreabundancia de
algunos isótopos del oxígeno y del magnesio; esto parece
indicar que poco antes de la formación del Sistema Solar
hubo una explosión de supernova en su vecindad, lo cual,
por un lado, enriqueció a la nube de la cual se formó el
Sistema Solar con elementos químicos recién procesados y,
por otro, ayudó a generar una onda de choque que propició
su colapso.
Hoy en día se está realizando una búsqueda intensa de
meteoritos en el Polo Sur. En esas regiones, los meteoritos
se conservan muy bien enterrados en los hielos,
prácticamente sin contaminación orgánica.
NOMBRES DE LOS CRÁTERES
Los nombres de los objetos celestes son muy variados:
incluyen desde nombres de sus posiciones en catálogos,
como NGC 2403 (el astro número 2403 del New General
Catalog de objetos difusos), hasta nombres poéticos o
mitológicos, como la constelación de Perseo, llamada así en
honor del héroe griego que le cortó la cabeza a Medusa.
Otros nombres son morfológicos, como la nebulosa del
Cangrejo o la de la Tarántula.
No sólo los objetos llevan nombres sino también algunas de
sus estructuras. Los cráteres de Mercurio conmemoran a
128
artistas y poetas, como por ejemplo el cráter Sor Juana,
ubicado en el hemisferio norte del planeta.
A raíz de los descubrimientos de los nuevos satélites del
Sistema Solar y de las fotografías cercanas de algunos de
los ya conocidos, la cantidad de estructuras por bautizar ha
aumentado enormemente. La nave Viajero II, por ejemplo,
fotografió las lunas de Urano y habrá que darles nombre.
En la actualidad los nombres de los objetos astronómicos
son asignados por el pleno de los astrónomos profesionales.
Éstos están agrupados en la Unión Astronómica
Internacional que se reúne cada tres años. Está subdividida
en comisiones dedicadas a varios aspectos de la
astronomía, por ejemplo, la Comisión de Galaxias, la de
Supernovas y la de Nomenclatura.
La próxima reunión será en agosto en la ciudad de
Baltimore, Estados Unidos. Durante la reunión de Patras,
Grecia, en 1983, se les dio nombre a las estructuras de las
lunas de Júpiter y Saturno. Por ejemplo, las estructuras
superficiales de la luna Encélado de Saturno llevan nombres
de los personajes de Las mil y una noches. Un cráter se
llama Alí Babá, otro Aladino y otro más Simbad. Ahora, en
Baltimore, las recientemente descubiertas lunas de Urano
serán bautizadas. Algunas estructuras llevarán nombres de
las personas que las descubrieron y de científicos e
ingenieros que ayudaron a construir las naves Viajero; otras
tendrán nombres tomados de libros y leyendas.
OTROS PLANETAS
La existencia de otros planetas más allá de la órbita de
Plutón es factible. Pero, de haberlos, serían muy difíciles de
detectar.
Se han hecho búsquedas con telescopio de planetas del
tamaño de Neptuno o mayores, en el plano de la eclíptica,
hasta una distancia de 270 unidades astronómicas (siete
veces la distancia de Plutón al Sol), y no se han encontrado.
Sin embargo, con el satélite infrarrojo IRAS se han
encontrado estrellas enanas cafés: cuerpos mayores que
Júpiter, que podrían estar asociados al Sistema Solar.
COSMOGONÍA
129
Se ha observado que, en la galaxia, las estrellas se forman
por condensación de nubes de gas y de polvo. Para que se
dé la contracción, la energía potencial gravitacional de la
nube deberá ser mayor que la energía que tiende a
disiparla: la energía cinética más la energía magnética.
Figura 63. Una nube interestelar de gas y polvo semejante,
probablemente, a la que dio origen al Sistema Solar.
A rasgos muy generales, se piensa que el Sistema Solar se
formó de la siguiente manera: Existía, en el medio
interestelar, una "nube molecular" con temperatura de unos
10°K y densidad de 1 000 partículas por cm3. Esta nube
protosolar estaba en equilibrio con el medio; tenía campo
magnético y rotación. Estaba compuesta por gas (H, H2, He,
N, O, C) y polvo (polvos metálicos refractarios y polvos
volátiles o hielos). En la vecindad de esta nube protosolar
ocurrió una explosión muy violenta, la explosión de una
estrella supernova (en la que una sola estrella libera más
energía que toda una galaxia). La onda de choque
producida por la supernova obligó a la nube protosolar a
contraerse hasta el punto en que las fuerzas de contracción
vencieron a las de expansión, y se produjo el colapso.
Como la nube estaba rotando, se colapsó en un disco, ya
que en la dirección del eje de rotación no había fuerza
centrífuga que se opusiera a la contracción. La densidad
tendió a ser mayor en la parte central de la nube. Las
partículas de polvo más densas se incorporaron más
rápidamente que el gas al plano del protosistema solar. En
la parte central de la nube protosolar se formó el protosol,
dentro del cual quedó congelado el campo magnético de la
nube protosolar. El Sol se condensó con gran parte del
material disponible.
La energía gravitacional que tenían el gas y el polvo
originales se transformó en energía cinética cuando se
130
contrajo la nube, y por lo tanto, el protosol se calentó. Una
vez que la temperatura central en el interior del Sol fue lo
suficientemente elevada, se llevaron a cabo reacciones
nucleares en su centro y esta nube de gas se convirtió en
una estrella con luz propia.
De manera simultánea a la formación protosolar se
empezaron a aglutinar también los polvos del resto de la
nube. Cuando el Sol empezó a radiar, evaporó los polvos de
hielos no refractarios que estaban en su vecindad, pero los
polvos metálicos refractarios sobrevivieron al calentamiento
(los polvos de hielo alejados del Sol no se evaporaron).
Después, los polvos se aglutinaron en partículas y éstas,
más tarde, en piedras de tamaño cada vez mayores, hasta
formar planetesimales, que siguieron creciendo conforme
atrapaban más y más materia del medio y conforme
chocaban unos con otros.
Figura 64. Remanente de la explosión de una supernova, que podría ser
parecida a la que causó la formación del Sistema Solar.
En otras palabras, los planetas se formaron por
aglomeración de partículas de polvo que fueron creciendo
para crear cuerpos cada vez más grandes. Los planetas
cercanos al Sol son ricos en elementos pesados porque
provienen de polvos refractarios que no se evaporaron
cuando nació el Sol. En cambio, los planetas exteriores
tienen una composición química más representativa de la
nube original, ya que se formaron de polvos refractarios y
de hielos. Los planetas exteriores son mayores y tienen
más lunas porque dispusieron de mayor cantidad de
materia para su formación.
131
Si los planetas se formaron por la agregación de
planetesimales y partículas menores que rotaban alrededor
del Sol como un disco plano, se pueden explicar a grandes
rasgos muchas propiedades observadas del Sistema Solar,
como la dirección de la rotación y de la traslación de la
mayoría de los planetas y sus satélites. En el caso de
Urano, cuyo eje de rotación está muy inclinado y cuya
rotación es retrógrada, se ha tenido que recurrir a la
explicación de que se podría haber formado por la colisión
de dos protoplanetas muy masivos, ya que uno solo
formado por agregados de gran cantidad de partículas con
movimiento al azar en pequeña escala habría dado lugar a
un planeta con el eje de rotación perpendicular al plano
ecuatorial, como Júpiter. La rotación retrógrada de Venus
sugiere desaceleración fuerte por efecto de mareas.
Al observar el cinturón de asteroides nos podemos dar una
idea de cómo se veía el plano del Sistema Solar antes de la
formación de los grandes cuerpos. Los asteroides nunca se
aglutinaron, probablemente por la fuerza de marea que
ejerce Júpiter sobre ellos.
En el Sistema Planetario se observa una traslación gradual
en cuanto a composición química: más cerca del Sol
encontramos materia refractaria, rocas y metales; y lejos
del Sol, materia volátil y hielos, además de la anterior.
La formación del Sistema Solar es, pues, resultado de una
secuencia de eventos físicos normales. ¿Tendrán otras
estrellas sistemas de planetas también?
Figura 65. Los astrónomos creen que la mayor parte de las estrellas tienen
planetas o los tuvieron alguna vez. Por consiguiente, es muy probable que
exista vida inteligente en el Universo además de la que conocemos.
132
Aunque se ha avanzado enormemente en los últimos años,
en cuanto a datos y teorías, todavía no se explican todas
las características del Sol, de los planetas y sus lunas.
Conforme aumentan las observaciones surgen más dudas
que siguen haciendo misteriosos a nuestros vecinos más
cercanos.
A P É N D I C E
Sondas espaciales planetarias
Mercurio
Cometas
Venus
La Luna
1974: Mariner l0ª
1985:
ISSE
l0ª
(GiaccobiniZinner)
1986: Vega I y IIb (Halley)
1986: Planeta Ac (Halley)
1986: Giottod (Halley)
1961, Venera 1b; 1962, Mariner
2a; 1964, Zond 1b;
1966, Venera 2 y 3b; 1967,
Venera 4b; 1967,
Mariner 5a; 1969, Venera 5 y 6b;
1970, Venera 7b;
1972, Venera 8b; 1974, Mariner
l0ª; 1975,
Venera 9 y l0b; 1978, Pionero
Venus 1 y 2a;
1978, Venera 15 y 16b; 1985,
Vega 1 y 2b; 1988,
Venera 17 y 18b; 1988, Mapeador
de Venusa.
1957: La primera nave soviética
fue Luna 1, y este país ha enviado
22
misiones
exitosas
desde
entonces. Los estadounidenses
han enviado 45 misiones a la Luna
133
a partir del Pionero 4 en 1959,
incluyendo seis misiones Apolo
con hombres entre 1969 y 1972.
Marte
1963, Marte 1b; 1965 Mariner 4a;
1965, Zond 2b y 3b; 1969, Mariner
6 y 7a; 1971, Marte 2 y 3a; 1971,
Mariner 9a 1973, Marte 4, 5, 6 y
7b; 1976, Vikingo 1 y 2a
Júpiter
1973 Pionero l0a; 1974, Pionero
11a; 1979, Viajero 1 y 2a; 1988,
Galileoa.
Saturno
1979, Pionero 11a; 1980, Viajero
1a; 1981, Viajero 2a
Urano
1986, Viajero 2a.
Neptuno
1989, Viajero 2a
NOTA:
a Misiones norteamericanas
b Misiones soviéticas
c Misiones japonesas
d Misión de la Agencia Espacial Europea
B I B L I O G R A F Í A
Abell G., Exploration of the Universe, HoIt, Rinehart y
Winston, 5a edición, 1986.
134
Abetti, Giorgio, Historia de la astronomía, Fondo de Cultura
Económica, Breviarios, México, 1966.
Asimov, Isaac, Historia universal Asimov: Los griegos,
Alianza, Madrid, 1983.
Beatty, J K., O'Leary B. y Chaikin A., The New Solar
System, Cambridge University Press, 2a edición, 1985.
Berry, Arthur, A Short History
Publications, Nueva York, 1961.
of Astronomy,
Dover
Bravo, Silvia, Encuentro con una estrella, Fondo de Cultura
Económica (La Ciencia para Todos, núm. 38), México, 1987.
Cetto, A. M., La luz, Fondo de Cultura Económica, La
Ciencia para Todos, 1987.
Coudere,
Paul,
Histoire
de
l'Astronomie,
Universitaires de France, París, 1966.
Presses
Dreyer, John L. E., A History of Astronomy from Thales to
Kepler, Dover Publications, Nueva York, 1953.
Goldstein, Thomas, Los albores de la ciencia, Fondo
Educativo Interamericano, México, 1984.
Herrera, M. A., Fierro J., El cometa Halley, CITESA, 1984.
Keppler, Erhard, Sol, lunas y planetas, Salvat Editores
(Biblioteca Científica Salvat), Barcelona, 1980.
Keppler, Erhard, Sol, lunas y planetas, Salvat Editores
(Biblioteca Científica Salvat), Barcelona, 1980.
Koestler, Arthur, Los sonámbulos, Salvat
(Biblioteca Científica Salvat), Barcelona, 1986.
Editores
Ley, Willy, Watchers of the Skies, The Viking Press, Nueva
York, 1966.
Passachof, J. M., University Astronomy, Saunders, 1980.
135
Wilson, Collin, Buscadores de estrellas, Editorial Planeta,
Barcelona, 1983.
Xirau, Ramón, Introducción a la historia de la filosofía,
UNAM, México.
G L O S A R I O
año luz. La distancia que recorre la luz en un año, 9.5 x
1017cm.
asteroide. "Planeta menor"; un fragmento no luminoso de
materia de tamaño menor que un planeta, pero mayor que
un meteorito, que está en órbita alrededor de una estrella.
asteroides troyanos. Grupo de asteroides que preceden o
siguen a Júpiter en su órbita a 60 grados medidos respecto
del Sol.
astrología. Sistema no científico, basado en la
superstición, que supone que se pueden explicar o predecir
las actitudes humanas a partir del estudio de las posiciones
de los astros.
átomo. La menor unidad de un elemento químico. Cuando
se subdivide, un átomo pierde las propiedades químicas de
cualquier elemento químico. El átomo está formado por un
núcleo de protones y neutrones rodeado por una nube de
electrones.
aurora (austral y boreal). Luces brillantes vistas en el
cielo, debido al resultado de la interacción del viento solar
con las capas altas de la atmósfera.
basalto. Roca que tiene como origen lava endurecida.
136
campo magnético. Un campo de fuerzas que afecta a los
imanes, atrayendo una parte del imán y repeliendo otra.
ciclo del carbono. Cadena de reacciones nucleares que
involucra al carbono en uno de sus estadios intermedios y
que transforma cuatro átomos de hidrógeno en uno de helio
y libera energía. El carbono funciona como catalizador. El
ciclo del carbono es importante en las estrellas más
masivas que el Sol.
cinturón de asteroides. Región del Sistema Solar, entre
las órbitas de Marte y Júpiter, en donde orbitan la mayor
parte de los asteroides.
cinturones de Van Allen. Regiones de partículas de alta
energía atrapadas en el campo magnético terrestre.
condrita. Tipo de meteorito rocoso que contiene partículas
esféricas pequeñas llamadas cóndrulos.
corona. Región más exterior de la atmósfera solar (o de
otras estrellas) que se caracteriza por tener temperaturas
muy elevadas, de millones de grados.
cometa. Objeto del Sistema Solar, con una órbita muy
elongada alrededor del Sol, que tiene una cola gaseosa.
constelación. Una de las 88 secciones en las que se ha
dividido el cielo con el fin de localizar las estrellas u otros
objetos. Muchas de las constelaciones llevan nombres
tomados de la mitología griega.
convección. Modo de transporte de energía en el cual los
movimientos macroscópicos de masas transportan el calor.
La ebullición es un ejemplo de convección.
cosmogonía. El estudio del origen del Universo; sin
embargo se suele emplear este término al estudio del
origen del Sistema Solar.
cromósfera. La parte de la atmósfera del Sol (y de otras
estrellas) que se encuentra entre la fotósfera y la corona.
Está compuesta básicamente por estructuras de aspecto
alargado llamadas espículas, y probablemente sirve de
137
vehículo para transportar energía mecánica desde el interior
del Sol hasta la corona.
densidad. Masa contenida en una unidad volumen.
deriva continental. Nombre informal que se le da a la
tectónica de placas, que describe la superficie de la Tierra
como un conjunto de secciones móviles llamadas placas.
diferenciación. En el caso de un planeta se dice que tiene
diferenciación cuando las sustancias más densas están en
las regiones centrales y las más livianas en la superficie.
división de Cassini. Región de los anillos de Saturno que
se ve oscura desde la Tierra.
eclipse. Paso de un cuerpo celeste por la sombra de otro.
eclipse de Luna. Paso de la Luna por la sombra de la
Tierra.
eclipse de Sol. Paso de la Tierra por la sombra de la Luna.
eclíptica. Camino aparente seguido por el Sol en la bóveda
celeste durante un año.
ecuador. Plano de la Tierra equidistante de los polos
geográficos.
electrón. Partícula de carga negativa, que tiene masa igual
a 1/1 830 veces la del protón. En el esquema más sencillo
del átomo el electrón está en órbita alrededor del núcleo.
elemento químico. Átomo caracterizado por el número de
protones que tiene en el núcleo. Todos los átomos de un
mismo elemento tienen características químicas iguales.
elipse. Curva que tiene la propiedad de que la suma de las
distancias de cualquier punto a otros dos, llamados focos,
permanece constante.
energía. Una cantidad fundamental que se define
usualmente como la capacidad de un sistema para
138
desarrollar un trabajo, por ejemplo la capacidad
desplazar un objeto por medio de una fuerza.
de
epiciclo. En el sistema de Tolomeo, un círculo pequeño,
que se desplaza sobre un círculo mayor, llamado deferente,
sobre el que se mueve un planeta. Tolomeo recurrió a los
epiciclos para explicar el movimiento aparente de los
planetas.
equinoccio. Día en el cual el centro del Sol permanece
tiempos iguales por encima y por debajo del horizonte; día
en el cual el día y la noche tienen igual duración.
efecto de invernadero. Efecto por el cual la atmósfera de
un planeta se calienta por encima de su temperatura de
equilibrio porque es transparente para la radiación visible
que le llega del Sol pero opaca a la radiación infrarroja
remitida por la superficie del planeta.
estratósfera. Una de las capas superiores de la atmósfera
de un planeta. La estratósfera de la Tierra va de 20 a 50
km sobre la superficie.
fotón. Paquete de energía que se puede imaginar como
una partícula de luz que viaja a la velocidad de la luz (300
000 km por segundo).
fotósfera. Región de una estrella de la que se radia la
mayor parte de la luz. En el caso del Sol es la atmósfera
que vemos a simple vista.
fuerza de marea. Fuerza producida por la gravedad sobre
cuerpos extendidos; se debe a que la fuerza gravitacional
es mayor sobre el lado cercano al cuerpo atractor que sobre
el lejano.
gravitación. Una de las cuatro fuerzas fundamentales de la
naturaleza; es la fuerza responsable de la atracción de las
masas.
infrarrojo. Radiación electromagnética con longitud de
onda de micras.
láser. Aparato que produce un rayo de luz monocromática
y coherente. Su nombre es un acrónimo de las palabras en
139
inglés: "light amplification by stimulated emission of
radiation" (amplificación de la luz por emisión estimulada de
radiación).
límite de Roche. Esferas dentro de las cuales las masas de
gas no se pueden aglomerar por atracción gravitacional sin
romperse por fuerzas de marea.
longitud de onda. Distancia que recorre una onda al llevar
a cabo una oscilación completa.
luna llena. La fase de la Luna en la cual la cara que da a la
Tierra está completamente iluminada por la luz del Sol.
luna nueva. La fase de la Luna cuando la cara de la Luna
que da hacia la Tierra no está iluminada por la luz del Sol.
luz. Radiación electromagnética con longitud de onda entre
.0003 y .0007 mm.
luz zodiacal. Brillo en el cielo nocturno, cerca de la
eclíptica, debido a luz solar reflejada por el polvo
interplanetario.
mancha solar. Región relativamente oscura de la
superficie del Sol donde existen campos magnéticos
intensos.
masa. Medida de la cantidad inherente de materia de un
cuerpo.
magnetósfera. Región alrededor de un planeta con un
campo magnético.
medio interplanetario. Gas y polvo que se encuentra
entre los planetas.
meteorito. Fragmento de roca interplanetario una vez que
ha sufrido una colisión con un planeta o una luna.
meteoro. Estría luminosa en el cielo producida por la
evaporación de un meteorito al ingresar a la atmósfera.
140
movimiento retrógrado. Movimiento aparente de los
planetas en dirección contraria a sus movimientos usuales.
nucleosíntesis. Proceso mediante el cual se forman
nuevos elementos químicos a partir de reacciones atómicas.
nube de Oort. Cientos de millones de núcleos de cometas
que rodean al Sistema Solar a una distancia de unas 50 000
unidades astronómicas.
ocultación. El encubrimiento de un cuerpo astronómico por
otro, como la ocultación de una estrella por la Luna.
ondas de radio. Radiación electromagnética con longitudes
de onda mayores que 1 mm.
ozono. Molécula formada por tres átomos de oxígeno que
se encuentra en la alta atmósfera y que absorbe la
radiación ultravioleta.
perihelio. El punto más cercano al Sol al que llega un
cuerpo que lo órbita.
peso. La fuerza resultante de la atracción gravitacional de
una masa por la acción de otra.
planeta. Cuerpo celeste de tamaño considerable (más de
unos 1 000 km de diámetro), que no radia luz propia, y que
no tiene suficiente masa para provocar reacciones nucleares
en su interior y convertirse en estrella. Los planetas, en
general, están en órbitas alrededor de estrellas.
planetesimal. Uno de los cuerpos pequeños en los que se
condensó la nube de la cual se formó el Sistema Solar y que
más adelante se aglutinó con otros planetesimales para
formar a los planetas.
planetas gigantes. Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.
planetas jovianos. Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.
planetas terrestres. Mercurio, Venus, Tierra y Marte.
141
prominencia. Gas solar que sobresale por encima del disco
del Sol; se observa a simple vista sólo durante un eclipse
total de Sol.
protón. Partícula elemental masiva con carga positiva, uno
de los constituyentes fundamentales de los átomos.
radar. Acrónimo de las palabras en inglés: "Radio Detection
and Raging" (detección e inspección por radio). Técnica de
estudio en la cual se transmiten señales de radio y se
estudian sus reflexiones.
ráfaga. Erupción rápida de material de la superficie del Sol
o de otra estrella.
rayos X. Radiación electromagnética de longitud de onda
de milésimas de micra.
reacción protón protón. Un conjunto de reacciones
nucleares, en las cuales cuatro núcleos de átomos de
hidrógeno se combinan para formar uno de helio
desprendiendo gran cantidad de energía.
rotación diferencial. Rotación de un cuerpo en el que
partes distintas tienen diferentes velocidades angulares y
por consiguiente diferentes periodos de rotación.
rotación retrógrada. Rotación de un planeta o de una
luna en dirección contraria a la mayoría.
satélites galileanos. Los cuatro satélites más grandes y
brillantes de Júpiter.
sismología. El estudio de las ondas que se propagan
dentro de un cuerpo y la deducción por medio de su análisis
de las propiedades internas del cuerpo.
semieje mayor. La mitad del diámetro mayor de una
elipse.
sideral. Con referencia a las estrellas.
142
tectitas. Objetos vidriosos pequeños que se encuentran
dispersos en el hemisferio sur terrestre. Son meteoritos de
formas extrañas y simétricas.
tectónica de placas. Nombre que se le da a un modelo de
superficie de la Tierra en el cual ésta se divide en secciones
móviles llamadas placas.
tránsito. El paso de un cuerpo celeste por delante de otro
mucho mayor. Cuando se dice que un planeta está en
tránsito se entiende que está pasando por delante del Sol.
También se le llama tránsito al paso de un cuerpo celeste
por el meridiano de un observador.
viento solar. Flujo de partículas del Sol debido a la
expansión de la corona.
ultravioleta. Radiación electromagnética de longitud de
onda entre .00001 y .00004 mm.
unidad astronómica. Distancia media entre la Tierra y el
Sol: ciento cincuenta millones de kilómetros.
zodiaco. Banda de constelaciones a través de las cuales la
Luna, el Sol y los planetas se mueven a lo largo del año.
C O N T R A P O R T A D A
Si los autores de La familia del Sol hubieran publicado este
libro digamos hacia 1620, sus problemas con la Inquisición
habrían empezado desde su mismo título: "¿Cómo que la
familia del Sol? ¿Es que no saben que todo el Universo gira
alrededor de la Tierra?", les habrían cuestionado los
inquisidores. El castigo mínimo que se les podría haber
impuesto sería prohibir su libro por herético y la orden
perentoria de no publicar nada más en lo futuro. Tal fue el
143
caso de Galileo. En nuestros más ilustrados tiempos la
ciencia, si bien sigue enfrentando algunos prejuicios,
avanza a grandes pasos, frenada casi exclusivamente por la
escasez de recursos destinados a la investigación. Así,
cuando en estas páginas se afirma que el Sistema Solar
está formado por el Sol, que constituye casi el total de su
masa, un complejo conjunto de cuerpos (planetas, satélites,
asteroides, cometas, meteoritos, polvo y gas), nadie se
siente ofendido; al contrario, se demanda explicaciones y
definiciones. El interés por conocer nuestro Sistema Solar;
así como la estrella más próxima, el Sol, es grande, como
puede deducirse de las cantidades estratosféricas que se
gastan en satélites artificiales, investigación espacial,
etcétera.
Es mucho lo que se ha avanzado en los últimos años en la
comprensión del Sistema Solar; la tecnología espacial ha
desempeñado un papel importante en este campo; pero,
como ocurre en la ciencia, cada descubrimiento abre
nuevas interrogantes. Se ha hecho descender naves en la
superficie de Venus, Marte y la Luna, que han analizado el
suelo y tomado fotografías. En el satélite de la Tierra
también ha puesto el hombre sus plantas, y naves provistas
de complejos aparatos han fotografiado a corta distancia las
lunas y la superficie de Júpiter y los anillos de Saturno; en
1986 una nave fotografió el núcleo del cometa Halley,
abriendo paso a nuevos misterios sobre el origen y
formación del Sistema Solar. Todo esto es expuesto en
detalle y en forma clara en el presente volumen, lectura
indispensable para los muchos interesados en conocer la
familia del Sol.
Miguel Ángel Herrera se doctoró en física en la Facultad de
ciencias de la UNAM, con la especialidad en astrofísica
teórica. Su bibliografía en revistas y libros de investigación
y divulgación científica es muy amplia. Es investigador
asociado del Instituto de Astronomía de la UNAM y secretario
técnico de difusión, docencia y comunicación en el
Programa Universitario de Investigación y Desarrollo
Espacial (PUIDE). Julieta Fierro, maestra en ciencias por la
Facultad de ciencias de la UNAM, de la que es profesora,
pertenece al Sistema Nacional de Investigadores, nivel 1.
Su labor ha versado sobre la materia interestelar, y sus
más recientes trabajos acerca del Sistema Solar. Ha
dedicado buena parte de su quehacer a la divulgación de la
astronomía, por lo que recibió sendos premios en 1992 y en
1995.
En la portada: Los anillos de Saturno. La variación en los
colores indica diferentes composiciones.
144
Diseño: Carlos Haces / Fotografía: NASA.