Eratstenes naci hacia el 275 a

COMENCEMOS POR EL PRINCIPIO. PERO..... ¿EXISTE?
Eratóstenes nació hacia el 275 a. C. en la antigua ciudad de Cirene, enclavada en la
costa norteafricana al oeste de Egipto. Hacia el 244 a. C. se traslada
definitivamente a Alejandría para desempeñar los cargos de miembro del museo y
tutor del príncipe Philopator. A algunos de sus colegas les debemos algunos de sus
apodos por los cuales le conocían: pentathlos y beta.
Pentatlón es como todos sabemos una disciplina de atletismo que en la antigüedad
integraba cinco disciplinas. El no era un atleta, como resulta evidente, pero sabía
un poco de todo. Beta significa “B” o también se refiere al número dos, el segundo.
Aprendiz de todo y maestro de nada. Si se trataba de sarcasmos o de apelativos
cariñosos eso no esta muy claro, pero lo que si se sabe es que en esta época la
erudición se había especializado, y los especialistas despreciaban a quienes no lo
eran. En cualquier caso ¿como podía una persona a cuyo cargo se hallaba la
biblioteca concentrarse en una sola disciplina?
Sean cuales fueren las criticas que tuvo que soportar, su eclecticismo obtuvo
recompensa. Hoy recordamos a “BETA” mientras que algunos de sus detractores
hace ya mucho tiempo que fueron pasto del olvido.
La habilidad de Eratóstenes para el cálculo de la longitud y la latitud no tuvo
parangón ni en la suya ni en épocas anteriores. Realizo mapas del mundo conocido
más detallados, recopilo información de viajeros, estableció y midió varias zonas
geográficas dividiendo así el mundo en franjas horizontales: el trópico, la zona
templada y los círculos polares.
Arquímedes, tenaz matemático del cual conocemos su famoso grito de “eureka”
tras encontrar la solución a un problema matemático mientras se estaba bañando
saliendo desnudo a la calle, simpatizaba con Eratóstenes. Le comunicaba todos sus
avances, descubrimientos y métodos.
Aristóteles había barajado que la Tierra podría ser “una esfera no excesivamente
grande”, pero un suceso casi trivial que a la postre resultó trascendental hizo que
Eratóstenes midiera exitosamente la circunferencia de la Tierra. Se trataba del
hombre adecuado en el tiempo y lugar adecuados.
En un pozo ubicado en Syene (la Assuan moderna), el día del solsticio de verano,
un haz de luz penetró hasta alcanzar el fondo del mismo.
Para Eratóstenes este dato no resultó en absoluto baladí. Significaba que el sol
brillaba directamente sobre Syene, y no a un ángulo, hecho que implicaba que la
localidad de Syene se hallaba en el trópico. Así, un palo clavado a mediodía en
Syene el mismo día del solsticio de verano no proyectaría sombra alguna. Por el
contrario, otro palo situado en Alejandría sí proyectaría sombra. Eratóstenes
colocó un palo en Alejandría en el día de solsticio estival y midió el ángulo formado
por la sombra cuando alcanzó su longitud mínima.
Eratóstenes halló que el ángulo formado por la sombra en Alejandría era de 7,2 º,
y de este modo supo que el ángulo formado entre las líneas “Syene y Alejandría”
(que se cruzaban en el centro de la Tierra) era asimismo de 7,2 º. Un círculo tiene
360 º. Dividamos 360 entre 7,2 y obtenemos 50. Si la distancia que separa Syene de
Alejandría sobre la superficie terrestre (a lo largo de la costra exterior) es de 5000
stadia, y multiplicamos 5000 por 50 podemos concluir que la circunferencia de la
Tierra es de 250.000 stadia.
¿Pero en que consiste tan extraña unidad de medida, el stadium?
Ya sé que eso puede ser fundamental para evaluar el resultado obtenido de
Eratóstenes desde un punto de vista actual, pero no es cierto, como más tarde
explicaré.
Si cada stadium equivale a 157, 5 metros, el resultado de Eratóstenes queda cifrado
en 39.690 Km. para la circunferencia de la Tierra. Una vez obtenida la
circunferencia, Eratóstenes calculo el diámetro terrestre en unos 12.631 Km.
La medida real de la circunferencia terrestre es de 40.079 Km. en el ecuador lo
cual significa una aproximación increíble.
Otra manera para elucidar el valor exacto de un stadium consiste en interpretarla
como la octava o la décima parte de una milla romana, opción que dispararía las
magnitudes obtenidas por Eratóstenes, alejándolas en suma de los datos correctos.
Todavía existe una dificultad añadida. Eratóstenes supuso que Syene se hallaba
sobre la misma línea de longitud que Alejandría, cosa que, de hecho, no sucede.
Pero no hay motivos para ser tan quisquillosos. En primer lugar, sus cálculos
fueron insólitamente certeros. En segundo lugar, fue capaz de resolver el problema
mediante un empleo imaginativo de las rudimentarias herramientas de que
disponía. Tenemos que ponernos en pie ante este brillantísimo geógrafo de
inequívoca talla intelectual.
Intentó también mediciones de distancias a la Luna y al Sol, pero no obtuvo tan
buenos resultados como con la Tierra.
Aristarco de Samos (310-230 a. C) también lo intento. Escribió unos textos
titulados “de las dimensiones y distancias de la Luna y el Sol”. Como es lógico se
equivoco en varios postulados pero avanzo en muchos aspectos.
Postuló por ejemplo que la Luna recibe la luz del Sol, que la Luna en su
movimiento describe una esfera cuyo centro es la Tierra y tras la observación de
un eclipse dedujo que el tamaño de la Tierra debía ser el doble que el de la Luna
ajustando dicho calculo a una cuarta parte y que la distancia a la Luna era unas 60
veces el radio de la Tierra. Ambas cifras son de hecho muy cercanas a las
mediciones actuales.
Pero fue otra la idea que le garantizó su presencia en los anales de la astronomía.
Al oírla, uno percibe la sensación de estar ante una visión casi profética. Aristarco
sugirió, 17 siglos antes que Copérnico, que la Tierra no constituía el centro inmóvil
de nuestro sistema; afirmó que la Tierra se desplazaba alrededor del Sol y que el
Universo fuese, tal vez, infinitamente grande.
Si la Tierra girara alrededor del Sol, entonces nosotros, desde la Tierra,
deberíamos percibir variaciones relativas en las posiciones de las estrellas.
Aristarco se percató de que esta objeción quedaría invalidada en caso de que las
estrellas estuvieran a mucha distancia.
El hecho de que la posición de las estrellas, en relación con las demás, cambie a
medida que la Tierra orbita (paralaje estelar), no se confirmo hasta el siglo XIX.
Pero había temas que quedaban sin mucha explicación. La Tierra gira sobre su eje
a razón de una revolución cada 24 horas, cosa en la que ya repararon en la
Antigüedad, entonces ¿no debería ser la velocidad en cada punto muy grande?
¿Como podrían las nubes y las cosas arrojadas sobreponerse a semejante
movimiento?. Si todos los cuerpos son atraídos por el centro de la Tierra también
sería el centro de gravedad de todos los pesos del Universo.
Sería inexacto, así como injusto para los contemporáneos de Aristarco, afirmar
que su modelo centrado en el Sol fue reprimido merced a la ignorancia de la época.
En honor a la verdad esta inspiradísima suposición la podemos confirmar hoy
gracias a los medios que hoy tenemos a nuestro alcance.
La versión egocéntrica había prevalecido durante cientos de años y Ptolomeo la
impuso e impulsó cuatro siglos después de la muerte de Aristarco. Esta teoría
dominaría la cosmología hasta el siglo XVI.
Hiparco de Nicea vivió en el siglo II a de C. y fue un gran astrónomo. Hiparco
tenía a su disposición una ingente colección de manuscritos babilónicos legado de
las conquistas de Alejandro Magno. Comparó posiciones de estrellas en fechas del
año iguales a lo largo del tiempo. Uno de sus logros más importantes es, sin duda,
el descubrimiento del cambio en las posiciones relativas de los equinoccios y las
estrellas fijas. Las estrellas no guardaban la misma posición. Dentro de 30.000 años
¡ no estarán en la misma disposición !
Así, el romano Plinio el Viejo escribió de Hiparco:
“Hiparco hizo una cosa muy audaz, algo que incluso en un dios sería meritoria:
numeró las estrellas para beneficio de sus descendientes y nombró las
constelaciones. Para ello hubo de inventar instrumentos con los que poder señalar
sus diversas posiciones y magnitudes de tal suerte que pudiera descubrirse con
facilidad no sólo si las estrellas nacen y perecen, sino también si algunas de ellas
cambian de posición o si se mueven, y si su magnitud crece o decrece. Los cielos
fueron su legado para la humanidad, si es que alguien puede reclamar semejante
herencia. ”
PERO...... ¿ LA TIERRA SE MUEVE ?
Hace pocos años, el astrofísico de Harvard Owen Gingerich recibió en su buzón un
folleto publicitario en el que se ofrecía un premio 1.000 dólares a cambio de una
pruebe científica que demostrara que la Tierra se mueve. Si no sabemos eso, ¿que
sabemos?
A decir verdad, el movimiento de la Tierra podría catalogarse como uno de los más
grandes misterios que a la ciencia le restan por resolver. En nuestra infancia
aceptamos que habitamos un planeta que gira alrededor de su propio eje y orbita
en torno al Sol. Caso cerrado.
Podemos medir el movimiento de un objeto en relación con otros objetos situados
en el universo. Mejor todavía resulta imaginar que todo se mueve y nada se halla
en el centro. Podríamos elegir la Tierra como centro, tal como hicieron nuestros
antepasados, y describir todo lo demás correctamente con relación a punto central,
elaborando un modelo centrado en la Tierra y en donde nuestro planeta
constituiría el único cuerpo inmóvil del universo. Si contáramos con suficientes
conocimientos matemáticos, podríamos sin duda defender nuestra tesis y nadie
probaría su falsedad. Ni que decir tiene que tampoco podríamos demostrar
nuestra hipótesis puesto que podríamos trasladar nuestro centro inmóvil a Venus,
a Sirio o a la Nebulosa de Orión.
Si debido al concepto de movimiento relativo resulta imposible probar que la
Tierra se mueve, ¿ aprendimos algo de Copérnico ?
Demos un paso hacia atrás. Aristóteles, Platón, Aristarco y Ptolomeo observaron
los movimientos del Sol, las estrellas y los planetas sin telescopio. Sus unicas
herramientas eran básicamente sus ojos. Las pequeñas luces se deslizan
suavemente durante un tiempo, luego se detienen y reculan, parecen incrementar
su brillo y tornarse más tenues, acelerarse y decelerarse....y había que interpretar
estos datos.
Sin querer extenderme, Ptolomeo desarrollo un modelo muy elaborado de los
movimientos celestes con el que obtuvo gran éxito. Razonó los movimientos de los
cinco planetas conocidos en su época, los del Sol y la Luna; todo esto sin desplazar
a la Tierra del centro del Universo. Cada planeta, el Sol y la Luna se desplazaban
por esferas transparentes, como burbujas dentro de burbujas. Entre dichas esferas
no hay espacios vacíos, están “llenas”. Cada esfera empuja a la otra esfera creando
así el movimiento y causando por ende su desplazamiento circular.
De todas formas es evidente que algunas respuestas eran “encajadas” en las teorías
cuando lo observado se escapaba, por decirlo de alguna manera, a la comprensión
humana.
Uno de los grandes “tormentos”, así me gusta a mi llamarlo, de los astrónomos fue
siempre el aparente movimiento de retroceso de los planetas. El planeta llevaba un
movimiento de avance en su orbita, pero de repente, este retrocedía aparentemente
para luego volver con su paulatino avance; todo esto sin contar con el cambio de
velocidad en su desplazamiento.
Bueno, tomemos un descaso y pensemos.
Supongamos que estamos en un carrusel. Los planetas pueden ser los caballitos del
carrusel. Ahora colocamos una luz sobre la cabeza de los caballos y nos colocamos
en el centro del carrusel (aun pensamos que la Tierra es el centro del Universo). Lo
ponemos en marcha. La luz se mueve constantemente a nuestro alrededor sin
variar su dirección. Si la Tierra no rotara, todos los planetas se desplazarían
describiendo órbitas circulares más o menos como el Sol y la Luna. Pero sus
movimientos presentan irregularidades que no se pueden explicar
satisfactoriamente.
Dejemos el carrusel a oscuras. Supongamos que una luz se desplaza hacia delante,
luego se detiene, recula y avanza de nuevo. Este comportamiento entonces se
repite. ¿Por que?
Alguien podría sugerir que la luz no esta fija sobre la cabeza del caballo. En lugar
de ello, se encuentra sobre la gorra de un muchacho que recoge los billetes
mientras sortea los caballitos. No obstante, el movimiento parece demasiado
regular para que así sea.
Podría ser que el caballo tuviese un jinete que le hiciese girar sobre su cabeza como
si de una piedra se tratara antes del lanzamiento con una honda. Esto si podría
explicar el retroceso aparente sin modificar la rotación circular. Algo así vieron
nuestros pensadores de la antigüedad y así lo justificaron. La disposición
compuesta por carruseles pequeños montados sobre otros carruseles más grandes
se asemeja a uno de los modelos que Ptolomeo creó.
En el siglo XIV Nicolás de Oresme critico duramente en unos escritos las
conclusiones de Aristóteles sobre una Tierra inmóvil, aunque no lo fue con
Ptolomeo. De Oresme no postulo que la Tierra se moviera. En honor a la verdad,
seguramente ni lo pensó. Tampoco concluyo que rotara, simplemente que
Aristóteles no había demostrado que no lo hacía. El cardenal Nicolás de Cusa
sugirió que la Tierra no podía hallarse inmóvil en el centro del Universo. El
siguiente y más contundente desafío a Aristóteles y Ptolomeo surgiría de la mano
de Copérnico.
La historia de Polonia había sido abundante en cambios y turbulencias. Había
quedado dividida y sobrevivido a la dominación extranjera. Sin embargo el
periodo en el que nació y vivió Copérnico fue bastante pacifico. Su padre fue un
comerciante prospero y su madre procedía de una familia prominente de Torún. A
la edad de 10 años su padre murió y se hizo cargo de su educación su tío. Este tío
suyo ascendió a obispo de Warmia, una influyente posición.
A los 18 años ingreso en la Universidad de Cracovia, una de las más importantes
de Europa sobre todo en el campo de la Astronomía. Copérnico adquirió un
conjunto de Tablas Astronómicas Alfonsinas. Estas tablas se empleaban para
determinar las posiciones del Sol, la Luna y los Planetas según las teorías
ptolomaicas y las observaciones derivadas de los astrónomos islámicos, y fueron
calculadas en el siglo XIII por Alfonso X el Sabio, rey de Castilla.
Copérnico estudio medicina para crearse un futuro, ya que los médicos
escaseaban; esto unido a sus estudios de Leyes y a la gran influencia de su tío le
proporciono un puesto en el obispado de Warmia. Fue secretario y médico
personal de su tío y tuvo un gran peso político.
En 1507 con un texto de 20 páginas afirmó que el modelo de Ptolomeo era erróneo
y puso el Sol en el centro del universo. Una astronomía heliocéntrica no resolvía de
modo alguno los problemas, pero el paso adelante fue realmente extraordinario.
Resumiendo, Copérnico propuso:
-
Todas las esferas celestiales no poseen un centro común.
El centro de la Tierra no es el centro del universo.
Todas las esferas menos la lunar giran alrededor del Sol.
El firmamento de estrellas queda muy distante. La distancia de la Tierra al
Sol es insignificante comparada con la que separa la Tierra del universo.
Lo que percibimos como movimientos del firmamento no son su
movimiento sino el de la Tierra. El firmamento permanece inmóvil.
El Sol no se mueve. Su movimiento aparente es el de la Tierra.
Los movimientos de retroceso y avance de los planetas no son en realidad su
movimiento sino los de la Tierra.
La esfera más alta es la de las estrellas fijas. Por debajo se encuentra Saturno,
Júpiter y Marte; luego la esfera donde nos movemos nosotros y luego Venus y
Mercurio. La esfera lunar gira alrededor del centro de la Tierra.
Parecería en buena lógica que Copérnico acabara de activar una bomba, pero no
fue así. Poquísima gente supo de este libro. La Iglesia católica supo de su
existencia pero no se sintió amenazada por ello. De hecho, la iglesia había
mantenido en los dos siglos precedentes una actitud tolerante y no se injería en
temas astronómicos. Por ello tampoco reaccionó ante las afirmaciones de Nicolás
de Cusa, a la sazón uno de sus cardenales.
Copérnico efectuó numerosas observaciones astronómicas, con menor precisión
que aquellas realizadas por los griegos, ya que no era especialmente diestro en el
campo de la observación. Era un hombre meticuloso, preocupado por los detalles,
que procuraba contrastar y solucionar los problemas que surgían con los datos
astronómicos que manejaba. Se sintió profundamente frustrado, por citar un
ejemplo, al descubrir que la orbita total de la Tierra parecía oscilar. Llamó a estos
movimientos oscilatorios “trepidaciones” e intentó explicarlas. Más tarde los
astrónomos descubrirían que estas trepidaciones respondían a una ilusión.
A finales de la década de 1530, 1.700 años después de Aristarco, Copérnico por fin
se aproximaba a la conclusión del libro “De Revolutionibus Orbium Coelestium
(Acerca de las revoluciones de las esferas celestiales). En 1536 Nicolaus Schönberg,
cardenal de Capua, mantuvo correspondencia con Copérnico e inquirió acerca de
sus teorías. El astrónomo le hizo llegar algunas explicaciones acompañadas por
varias tablas. El cardenal se alineo con gran determinación en el bando
copernicano. Exhortó a Copérnico para que permitiera que su libro viera la luz y
se ofreció para correr con todos los gastos derivados de su impresión y posterior
publicación. Desafortunadamente, el cardenal falleció antes de que pudiera poner
en práctica su oferta. Un joven matemático llamado Rhaeticus finalmente
persuadió a Copérnico para que publicara el texto.
Rhaeticus no tuvo una adolescencia envidiable. Su padre fue decapitado acusado
de hechicería. Trabajaba en la Universidad de Wittenberg donde ocupaba el cargo
de profesor subalterno, y quedó muy impresionado por lo que había escuchado en
referencia a las ideas copernicanas. La Universidad de Wittenberg era el centro del
luteranismo mientras que en Warmia, Copérnico era canónigo de la catedral,
además de buen católico y profundamente antiluterano. Así y todo, los dos
hombres, uno de 66 y el otro de 22 años de edad, parecieron congeniar
espléndidamente. Finalmente Copérnico accedió a publicar su gran obra.
El 24 de mayo de 1543, alrededor de un mes después de la impresión de “De
Revolutionibus”, Copérnico murió.
Su libro logró sentar las bases para una astronomía que situara al Sol en el centro
del universo. Quedaron multitud de cabos sueltos. Con todo, el nuevo sistema
aportaba definitivamente algunas ventajas. Permitía a Copérnico esclarecer la
misteriosa “retrogradación” o el retroceso que evidenciaba el movimiento de los
planetas. El movimiento de retrogradación ocurre cuando un planeta se encuentra
en “oposición”, queriendo decir con ello que se encuentra en la cara opuesta de la
Tierra si se toma el Sol como punto de referencia. Solo Marte, Júpiter, Saturno y
los restantes planetas exteriores descubiertos desde tiempos de Copérnico pueden
hallarse en oposición. Mercurio y Venus, cuyas órbitas están cercanas al Sol que la
terrestre, nunca podrán estar en oposición. La mayor parte del tiempo, los
planetas se mueven de oeste a este sobre el fondo de estrellas. No obstante, cerca de
la oposición, un planeta parece durante un cierto tiempo desplazarse de este a
oeste.
En el modelo copernicano, donde todos los planetas incluyendo la Tierra orbitan
alrededor del Sol, cuando uno se encuentra en oposición, la Tierra alcanza y se
desplaza por delante del otro planeta.
Imaginemos dos automóviles de competición en carrera, uno circulando en una
pista interior y el otro en la exterior. Nosotros nos encontramos en la interior. El
circuito se halla completamente a oscuras exceptuando una luz situada encima del
coche situado en la pista exterior y algunas luces de la calle que se aprecian a
mucha distancia de nosotros (para los despistados equivaldría a el fondo de
estrellas). Cuando nuestro coche alcanza al que porta la luz y lo rebasa, dicha luz
parecerá retroceder (respecto al alumbrado público). Si el avance de nuestro
vehículo permanece tan constante como para pensar que no nos movemos,
concluiremos que el otro coche se ha detenido unos instantes, luego ha retrocedido,
y se ha detenido nuevamente antes de proseguir una vez más su avance.
Copérnico explicó que la Tierra sostiene la atmósfera y la arrastra en su giro, e
insistió, como ya hiciera Aristarco, que el hecho de que no se observe paralaje
estelar prueba que las estrellas están extremadamente distantes. Copérnico pensó
que las estrellas se encontraban estacionarias.
Algunos pensadores aceptaron estas ideas, otros preferían que los planetas
orbitaran alrededor del Sol al tiempo que este lo hacia alrededor de la Tierra
portando su carga planetaria. El padre de esta configuración fue el astrónomo
danés Tycho Brahe.
Se produjo un amplio debate sobre De Revolutionibus que excedió los círculos
exclusivamente astronómicos. La astronomía heliocéntrica desafiaba la estructura
cósmica que hombres y mujeres habían interpretado como verdadera desde siglos
antes de Cristo.
El mundo intelectual todavía profesaba una profunda veneración al genio de
Aristóteles.
Tycho Brahe proporciono argumentos frescos para dudar de la imagen aristotélica
del universo tras demostrar que una nova en 1572, el gran cometa de 1577 y otros
cinco cometas que surcaron los cielos durante los veinte años siguientes se hallaban
todos más allá de la Luna. Estas afirmaciones produjeron una gran conmoción
puesto que Aristóteles nos había enseñado que el nacimiento, la muerte y el cambio
sólo se producían en la región sublunar del universo, y que más allá únicamente
encontrábamos las esferas celestiales, eternas e inmutables.
¿Por qué aferrarse entonces, con tanta tenacidad, a la noción de que habitamos en
el ombligo del universo?
La cuestión acerca de una posible existencia de vida extraterrestre surgió y pronto
se erigió en tema fundamental de debate religioso. Si convenimos que la Tierra es
un planeta, ¿no podrían los demás planetas estar igualmente habitados? ¿Murió
Cristo también por ellos?
Durante los años finales del siglo XVI y principios del XVII la Iglesia católica no se
opuso a las ideas de Copérnico. En el frente protestante, Lutero no profirió ningún
otro comentario hostil. Calvino observó a su vez que el Espíritu Santo “no
albergaba la más mínima intención de enseñar astronomía”.
Copérnico descubrió el punto de asalto a la cumbre. Otros pronto tomarían el
relevo y se encaminarían en pos de la cima.
Y yo os pregunto: ¿fue casualidad que las tres personas más importantes para la
astronomía coincidieran? ¿Cuánto tiempo hubiésemos tenido que esperar para
conocer “la verdad” si Kepler no hubiese conocido a Tycho Brahe? ¿Qué habría
ocurrido si Galileo no hubiese sido condenado por la Iglesia? ¿Se habrían evitado
tantos años de edad oscura y daño irreparable?
Sería difícil imaginar dos hombres del mismo período historico tan distintos como
Johannes Kepler y Galileo Galilei. Kepler era un hombre silencioso. Galileo era un
personaje colorista y combativo, que fue aclamado tanto en Florencia como en Pisa
cuando ambas ciudades eran destacados centros de poder político, sedes
principales de la clase adinerada.
La familia de Kepler tenía unos orígenes respetables, pero su padre tenia un
temperamento diabólico y los abandonó. La madre de Kepler era maliciosa y se
entretenía en las ciencias ocultas y a duras penas evitó la hoguera tras ser acusada
de brujería.
El padre de Galileo era un comerciante cultivado, con una gran reputación como
teórico musical.
Kepler era un hombre reservado que no hacia amigos fácilmente, que con esfuerzo
vivía de la enseñanza, disciplina en la que no destacaba y que hacia horóscopos,
cosa que hacia bastante mejor. Simultaneaba ambas actividades con sus
verdaderas pasiones: las matemáticas y la astronomía. Galileo se granjeaba
amistades y enemistades con gran facilidad, disfrutaba estando en boca de todos y
le gustaba llevar una vida pública. Tenía un alto concepto de si mismo y poseía el
don de la autopromoción.
Kepler era un protestante devoto, Galileo un católico leal.
Kepler se movía a golpes de intuición y capricho y le perdía la extrema fe cristiana
que le impedía creer en un universo que no fuese de una armonía perfecta.
Al margen de su propia genialidad, cada uno de estos hombres se vio favorecido
por el fruto de la casualidad. En el caso de Kepler se trató de las observaciones del
gran astrónomo danés Tycho Brahe; para Galileo fue el telescopio.
Kepler nació en 1571. De joven rara vez tenía buena salud, pero pronto se hizo
evidente sus dotes intelectuales y una honda religiosidad, cualidades que no
creaban precisamente simpatía en sus compañeros de escuela. A los 23 años quedo
vacante una plaza en Graz para impartir matemáticas y astronomía, Kepler
aceptó el puesto.
Kepler no era buen profesor y dos años después de que iniciara su carrera docente
escribió Mysterium (misterio cosmográfico). Si, ya sé que el título nos hace sonreír.
Kepler trato de explicar el número de planetas y el tamaño de sus órbitas en
términos que relacionaban las esferas planetarias y los cinco sólidos regulares de la
geometría, a saber, el cubo, el tetraedro, el dodecaedro, el icosaedro y el octaedro.
Aquello no le acababa de encajar con sus observaciones, pero Dios no podía haber
creado un universo que no fuese perfecto. Su extremada fe le condujo sin duda por
caminos equivocados y estoy convencido de que se hubiese perdido para siempre
en uno de esos caminos de no haber conocido a Tycho Brahe.
Su situación se complico cuando el archiduque Fernando empezó a complicar la
vida a los líderes luteranos. En 1598 Kepler abandonó Graz bajo pena de muerte si
no lo hacía.
Tycho era orgulloso y excéntrico. Había perdido la nariz en una pelea pero era
asimismo y sin discusión el mejor astrónomo de la época.... y Kepler necesitaba de
su trabajo. Ambos desconfiaban mutuamente pero esta situación no duro mucho
tiempo porque Tycho murió dos años después y Kepler ocupó el cargo de
Matemático Imperial. Aunque gozaba de un titulo impresionante, casi nunca
cobraba y tenía que dedicar mucho tiempo a reclamar lo que se le adeudaba.
Pero vamos al grano. Lo realmente importante es que Kepler heredó todas las
observaciones realizadas por Tycho Brahe. Tycho había descubierto que las
órbitas circulares no podían explicar el desplazamiento real de los planetas y había
prestado especial atención al planeta Marte. Fueron estas observaciones las que
sirvieron para que Kepler se diese cuenta que con orbitas elípticas las
observaciones de Tycho parecían encajar.
El descubrimiento de Kepler y las anteriores observaciones de Tycho (sin la ayuda
del telescopio) aun inspiran admiración entre los astrónomos modernos. La elipse
sobre la cual la Tierra orbita es tan circular que no resulta suficientemente
evidente. Pero es algo mas obvio con Marte. Con esa simple alteración geométrica
todo encajaba. Kepler era consciente de su gran descubrimiento y comentó
irónicamente que “ había puesto un gran huevo ”. Pero era un huevo difícil de
digerir. Galileo, por ejemplo, nunca lo acepto.
Kepler formulo:
Un planeta se desplaza describiendo una órbita elíptica y el Sol esta situado en uno
de los dos focos de dicha elipse.
La línea recta imaginaria que une el centro de un planeta con el centro del Sol
describe áreas iguales en tiempos iguales. Esta ley explica la variación de velocidad
de un planeta dependiendo de la distancia que se encuentre del Sol.
La razón de los cuadrados de los periodos orbitales correspondientes a dos
planetas es igual a la razón de los cubos de sus distancias promedio al Sol. En otras
palabras, los cuadrados de los tiempos de revolución de los planetas son
proporcionales a los cubos de su distancia media al Sol.
Medí los cielos y ahora mido las sombras. En el cielo se hallaba la mente y en la
Tierra el cuerpo descansa.
Este fue su epitafio. Murió sin poder ver que su última predicción era correcta.
Mercurio cruzó el disco solar el 7 de noviembre de 1631. Acertó.
En comparación con la sombría infancia de Kepler, la de Galileo fue más
placentera y transcurrió en el seno de una familia que valoraba las aspiraciones
intelectuales. Nació siete años antes de Kepler, en el año 1564, en la ciudad de Pisa.
A los 17 años ingresó en la Universidad de Pisa a estudiar medicina. Dos años más
tarde quedo claro que su fuerte eran las matemáticas y la mecánica; su padre le
permitió alterar sus estudios.
Uno de los descubrimientos más trascendentales atribuidos a Galileo tuvo lugar
durante sus años de estudiante. Una lámpara pendía de un largo cordel anudado
en lo alto del interior de una catedral. Galileo se fijo en ella. Reparó en que, con
independencia de la longitud (en el espacio) de cada balanceo, parecía que el
tiempo que invertía en completar una oscilación permanecía invariable. Curioso
como era, experimentó por cuenta propia y encontró que el tiempo que invierte un
péndulo en completar una oscilación depende no solo de la dimensión del balanceo
sino también de la longitud de la cuerda que lo sostiene.
Su padre se vio en apuros económicos y tuvo que dejar la Universidad. A los 25
años Galileo abandona la Universidad de Pisa sin haber obtenido un titulo y se
dedica a las conferencias.
Aunque no esta muy claro, según algunos textos, se interpretaba que Aristóteles
era de la opinión que si dos objetos se dejaban caer a cierta altura, el más pesado
llegaría antes al suelo. Esto acabo por destruir la pobre opinión que ya tenía
Galileo de Aristóteles.
Galileo había dejado caer pesos desde la Torre de Pisa. También los había hecho
rodar por una rampa. Lo cierto es que estableció para su satisfacción que el más
pesado y el más ligero topaban contra el suelo a la vez. Huelga decir que se trataba
de un experimento que no podía llevar a cabo en ausencia de la resistencia debida
al aire. En el siglo XX los astronautas ejecutaron el mismo experimento en la
Luna, en ausencia de aire. Galileo estaba en lo cierto.
“Aristóteles era un ignorante”.... dijo Galileo. Cometió la temeridad de
desacreditar al todo venerado Aristóteles.
A mediados de la década de 1590 estaba convencido de que la teoría copernicana
era la correcta. En la primavera de 1609, el mismo año que Kepler publicó sus
leyes, llegó a oídos de Galileo la existencia de un invento holandés. Se trataba de un
tubo provisto con varias lentes dispuestas de tal manera que podían contemplarse
objetos muy distantes como si se hallaran muy cerca.
Queda claro que Galileo no inventó el telescopio, pero supo sacarle más partido
que ninguno de sus contemporáneos. Galileo advirtió el gran potencial de dicho
invento, lo mejoró y aventajo rápidamente a sus inventores. No fue plagio pero
Galileo recibió todos los honores. Galileo un verdadero maestro de la
autopromoción, presentó en el Senado de Venecia, su versión mejorada del tubo de
lentes. Persuadió a varios miembros a que subieran a lo alto del campanario y les
mostró que era posible otear el mar y divisar barcos que a simple vista solo podían
verse dos horas más tarde. Las ventajas comerciales y militares de dicho invento
resultaron obvias. Así obtuvo un puesto permanente en la Universidad de Padua y
una mejora en su sueldo. Galileo tenía otras ideas para aplicar a su invento.
Inició observaciones astronómicas sistemáticas. Apuntó su telescopio más allá de la
Luna. Galileo vio como había tres puntos de luz alineados al lado de Júpiter, pero
días más tarde vio que no eran tres sino cuatro, y que cambiaban su posición.
Observó que cuando el planeta iniciaba su movimiento de retroceso estos puntos
de luz se quedaban junto al planeta, que cuando se hallan más alejadas de Júpiter
nunca se agrupan demasiado, pero que en sus cercanías a veces sucede lo
contrario.
Galileo razonó que solo podían ser satélites que orbitan alrededor de Júpiter igual
que la Luna orbita alrededor de la Tierra.
Os recuerdo a los que habéis observado alguna vez conmigo, que esos cuatro
satélites que Galileo vio son los mismos que vemos en nuestras “salidas
nocturnas”: Io, Ganímedes, Europa y Calixto.
Nunca más sería posible suponer que un solo cuerpo constituya el centro de todo el
movimiento que se produce en el universo.
Galileo enseguida quiso sacar provecho de su descubrimiento y publicó un libro
titulado “El mensaje sideral”. Galileo se dio cuenta de la cantidad de estrellas que
observaba nunca vistas, de la inmensidad de la Vía Láctea, en fin, de la inmensidad
de universo.
Galileo pidió la opinión de Kepler y su respuesta en forma de una extensa carta
que posteriormente fue publicada como “Conversación con el Mensajero Sideral”,
fue de aquiescencia.
Galileo escribió de vuelta: “se lo agradezco puesto que ha sido usted el primero y
prácticamente el único, que ha demostrado tener fe en mis aseveraciones.”
Ahora quiero haceros un planteamiento:
Volvamos al parque de atracciones. Supongamos que esta a oscuras, pero vamos a
poner unas luces en las cabezas de unos pocos jinetes. Supongamos que algunas
fuentes de luz pueden ser brillos de luz reflejada. Quizá alguna de las baratijas, de
las que no emana luz, que adornan las cabezas de los caballitos del carrusel podría
reflejar la luz emitida por un punto instalado en la cabeza de uno de los jinetes.
¿Cómo podríamos distinguirlo?
Este fue grosso modo el planteamiento que siguió Galileo en 1610, cuando estudio
el planeta Venus a través de telescopio. En la astronomía ptolemaica, Venus se
situaba invariablemente entre la Tierra y el Sol,. Por este motivo, si Venus no
irradia luz propia sino que brilla debido a la luz solar reflejada, un observador en
la Tierra nunca debería distinguir la imagen de Venus completamente iluminada.
Desde agosto hasta octubre de 1610, Venus debió atisbarse como un disco borroso
en el telescopio de Galileo, En octubre el disco se aplanaría hasta parecer una
tableta. Entonces supo que Venus reflejaba la luz solar, que no brillaba con luz
propia. Desde noviembre hasta enero, Venus habría menguado y crecido tal como
le ocurre a la Luna.
Sin mayores rodeos, Galileo nunca hubiera observado lo que observó en caso de
que la astronomía ptolemaica fuera correcta. Finalmente Galileo había dado con
una prueba determinante para demostrar que la astronomía ptolemaica era
inferior a la copernicana.
“La Escritura enseña cómo ir al cielo y no como va el cielo”, comentaba Galileo.
La Iglesia intentaba mantenerse al margen pero algunos de sus contemporáneos
replicaron que su “evidencia” no era prueba de nada. Los jesuitas apuntaron que
mientras la astronomía copernicana en efecto podía explicar los descubrimientos
de Galileo, no era menos cierto que también lo explicaba Tycho Brahe, igualmente
bien y sin necesidad de cambiar el centro del universo.
En justeza, Galileo no tenía demasiados seguidores y sus teorías científicas no
constituían la razón única. Nunca aprendió a moderar su arrogante lengua, ni
soportaba la oposición más razonada.
Para el lo importante era que el peso de la autoridad eclesiástica cayera de su lado.
Galileo irrumpió como un elefante en una cacharrería. Era sumamente
impaciente. Galileo escribió varias cartas. Las Escrituras no podían tomarse en
sentido literal porque estaban escritas de modo que fueran asequibles a la gente
corriente, maleducada e ignorante.
Bajo presión el Santo Oficio estudió el asunto y este se salvo, pero cuando siguió
divulgando sus teorías copernicanas, sus enemigos forzaron a una clara resolución
por parte de la Iglesia: desde el punto de vista científico erraba y era herético en el
plano filosófico.
Las teorías copernicanas eran “contrarias a la Sagradas Escrituras”. Cuando el
cardenal Barberini se convirtió en el nuevo papa Urbano VIII, Galileo pensó que
su suerte había cambiado, pues eran muy amigos.
Galileo escribe Dialogo sobre los sistemas máximos. Era una obra maestra de la
divulgación. Entretenida y escrita en italiano y no en latín erudito, estaba
concebida para un gran número de lectores. Adopta la forma de una animada
conversación a lo largo de cuatro jornadas y la entablan tres amigos. Durante el
primer día refutan a Aristóteles. El segundo y el tercero están dedicados a probar
que la Tierra gira sobre su propio eje y orbita alrededor del Sol. El cuarto aborda
la teoría de las mareas (de forma errónea porque cabe señalar que Galileo tildo de
pueril a Kepler por suponer que la Luna tenia influencia sobre las mareas).
El personaje que aboga por las teorías aristotélicas/ ptolemaicas se llama Simplicio
y habla en ultima instancia pero es poco más que un bufón, lento y muy
confundido. Galileo era sin duda un maestro del ridículo, arma que empleo
despiadadamente en su Dialogo.
Barberini, el papa Urbano VIII, cambio de bando. Aun hoy, no se sabe por qué.
Una explicación muy difundida dice que los consejeros más próximos al Papa le
convencieron de que el personaje de Simplicio suponía una caricatura del
mismísimo Barberini.
Cuando el impresor de Dialogo recibió la inesperada orden de enviar a Roma
todos los ejemplares no vendidos del libro, no pudo acatarla. No quedaba uno solo.
El Santo Oficio llamo a Galileo. Lograron procesarlo. Dijo en el juicio que quienes
le acusaban habían interpretado mal Dialogo. Hasta el menos astuto de los
inquisidores jamás creería algo semejante, puesto que en el mismo Dialogo había
calificado de “estúpidos idiotas” a los defensores de Ptolomeo.
No se torturo a Galileo ni se le condeno a muerte, pero sufrió una severa
humillación. Fue condenado a abjurar de sus teorías copernicanas a través de un
extenso y denigrante escrito leído frente a una muchedumbre de resplandecientes
dignatarios. Dicen que finalizó su alocución musitando las palabras “y aun así se
mueve”.
Fue sentenciado a vivir el resto de sus días en total aislamiento. Barberini será
recordado como un ser cruel y terrible para la historia. Tras el proceso Italia se
sumió en una edad oscura y la ciencia abandonó para siempre aquellas tierras y el
centro de la iniciativa y los logros científicos fue al norte de Europa.
Gian Domenico Cassini
Antes de seguir, quiero hacer una pequeña parada en este hombre. No se muy bien
en que momento empieza a ser importante para la astronomía, pero no quiero ser
pesado. En la Catedral de San Petronio en Bolonia hay un pequeño orificio por el
que penetra un rayo de sol y va a parar al suelo del interior del templo. Allí, un
saliente parecido a un reloj de sol, posibilita la medición de la imagen cambiante
del mismo. A mediados del siglo XVII unas obras lo dejaron inservible y Cassini
fue el encargado de hacer uno nuevo.
Como sabéis, el rey Luis XIV construyo Versalles, cultivando su imagen de Rey Sol
y se llamo a Cassini para que trabajara en el nuevo Observatorio Real edificado en
Paris.
Bueno, no quiero extenderme. Cassini gracias a la loca carrera que había en
Europa por construir telescopios cada vez más grandes descubrió varias lunas
alrededor de saturno y una división oscura en sus anillos. Pero vamos más allá.
Cassini y otros astrónomos sabían que en agosto y septiembre de 1672 Marte se
encontraría en su posición más cercana a la Tierra dándose por tanto las
condiciones óptimas para la medición de la distancia que nos separa al planeta
rojo. El método que planeaba usar era un truco muy común entre los viejos
cartógrafos, conocido como triangulación, según el cual dos observadores situados
en dos puntos distantes entre si deben medir la distancia que los separa de un
mismo cuerpo lejano, en el mismo momento y contra un mismo fondo. Dado que
están alejados el uno del otro, sus ángulos de visión serán distintos.
Os voy a poner un ejemplo más familiar. Colocamos un dedo delante de los ojos.
Nuestros ojos son DOS OBSERVADORES. Cierra un ojo y luego el otro. El dedo
parece cambiar de posición relativa con el fondo, aunque es evidente que no se ha
movido.
No os voy a aburrir con un extenso cálculo con ejemplos, entre otras cosas, porque
necesitaría varias paginas. Os creo listos y se que habéis comprendido la esencia
del método.
Concretando, el cambio de la posición aparente de un objeto en relación con un
fondo determinado, tal como se aprecia desde dos puntos diferentes, se denomina
cambio de paralaje.
Cassini envió a un joven colega llamado Jean Richer a Cayenne con lo cual ya
tenia los tres vértices del triangulo: Paris, Cayenne y Marte.
Pero la medición a Marte no era tan sencilla como estoy seguro ya estáis
suponiendo. Marte no era un punto fijo, se mueve.
Ya, ya lo sé. Cassini y Richer no podían sincronizar exactamente sus mediciones.
Cassini no podía dar la orden “sincronicemos nuestros relojes”, primero porque
los mejores relojes de la época eran los péndulos y después de una larga travesía el
reloj no creo yo que estuviese muy sincronizado; segundo Cassini no podía coger el
teléfono y decir “ahora majete”, en fin un problema.
Pero Cassini se dio cuenta que las lunas de Júpiter estaban lo suficientemente
próximas a este como para que su apariencia desde detrás de Júpiter fuera visible
simultáneamente desde cualquier punto de la Tierra. Reconozcamos que no era
mala sincronización dentro del margen de error.
Pero había más problemas y Cassini lo sabia. La refracción de la luz a su paso por
la atmósfera, sin ir más lejos.
Cassini, como podéis suponer, no obtuvo consenso entre los astrónomos de la
época. Pero puso las bases para la paralaje. Gracias a la paralaje de Marte obtuvo
una distancia de la Tierra al Sol de 140 millones de kilómetros.
Ahora podían por fin emplearse las leyes de Kepler con el fin de calcular las
distancias que nos separan al Sol y los planetas.
Copérnico había calculado la distancia entre la Tierra y el Sol en 3,2 millones de
Kilómetros; Tycho Brahe en 8 millones y Kepler en no más de 22,4 millones. La
nueva medida ascendía a 140 millones. La medición moderna es de 149,5 millones.
Así pues, el universo más allá del astro rey debía ser vastísimo, grandioso.
Dejemos a Cassini y hablemos un poco de Ole Roemer, Newton, Halley y Bradley.
Con este cuarteto es imposible el desanimo.
LA ANTESALA DEL FUTURO
En 1676, las lunas de Júpiter posibilitaron otra medición que se revelaría esencial
para la astronomía venidera. Ole Roemer, un astrónomo danés estudió los eclipses
de las lunas de Júpiter y notó que el tiempo transcurrido entre sus desapariciones
detrás de Júpiter variaba según la distancia a la que este planeta se hallaba de la
Tierra. Roemer pensó que la velocidad de la luz era responsable de lo que parecían
ser retrasos en los eclipses. Cuando Júpiter estaba muy alejado de la Tierra, la
imagen de un eclipse tardaba más en llegar a las lentes de los telescopios en nuestro
planeta. Roemer midió tales retrasos y procedió a calcular la velocidad de la luz,
cifrándola en cerca de 225.000 Kilómetros por segundo. Esta cifra dista mucho de
los 299.727 Kilómetros por segundo, pero esto fue debido a que la distancia a
Júpiter que barajo Roemer no era exacta.
Mas la paralaje no constituía la única esperanza para medir la distancia a las
estrellas. De acuerdo con “la ley de la inversa del cuadrado” , el brillo de una
estrella disminuye con la distancia de acuerdo con ciertas operaciones
matemáticas. La intensidad de la luz disminuye a razón del cuadrado de la
distancia a su fuente de origen.
Vamos con los ejemplos que se que os gustan:
Imaginemos que tenéis dos bombillas de 100 vatios. Colocamos una de ellas a una
distancia doble de la otra. La más lejana parecerá que brilla una cuarta parte, es
decir unos 25 vatios.
Ahora de otra manera. Supongamos que situamos una de las bombillas de 100
vatios relativamente cerca de nosotros y pedimos a alguien que se lleve la otra a
una distancia desconocida. Si la bombilla lejana parece tener una potencia de
escasos 25 vatios, tendremos la certeza de que se halla a una distancia doble de la
primera. La comparación de brillos nos ayuda a conocer la distancia. ¿Como
aplicar esta ley a las estrellas?
Si todas las estrellas presentan idéntico brillo y conocemos la distancia que nos
separa a una de ellas, podremos averiguar la distancia a cualquier otra estrella a
partir de la comparación de sus respectivos brillos aparentes. Aun desconociendo
el razonamiento matemático, tu y yo podemos utilizar el método de manera
intuitiva, pese a la imprecisión que ello supone.
Si viéramos un elefante en una extensión de terreno, y este nos pareciera muy
pequeño, nosotros sabríamos que esta muy lejos, pues no hay elefantes pigmeos.
Los elefantes son grandes y su pequeñez aparente es debido a la distancia. Es decir,
el haber experimentado su tamaño real nos ayuda a determinar la distancia.
¿ Es el tenue faro de una bicicleta emplazada a unos cuantos metros de distancia, o
se trata de las luces largas de un automóvil situado a un kilómetro de distancia ?.
Los astrónomos conocían la distancia a una estrella: el Sol. Podía ser que todas las
estrellas fueran igualmente brillantes, y existían garantías suficientes para pensar
que el Sol fuera una estrella típica. Bajo esta premisa, el ingles Isaac Newton
decidió intentar medir las distancias a las estrellas más cercanas.
Newton, nacido en 1642, el mismo año que murió Galileo, había cumplido 30 años
cuando Cassini y Flamsteed midieron la distancia a Marte.
No voy a hablaros de su vida pero Newton encabezó la revolución copernicana al
descubrir la ley de la gravitación universal.
La influencia de la atracción gravitacional de los cuerpos sobre un cuerpo concreto
depende de sus masas respectivas y de la distancia que los separa. La fuerza de la
gravedad entre dos cuerpos cualesquiera es directamente proporcional al producto
de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de las distancias que los
separa.
Newton dijo que esa misma fuerza , la gravedad , evita que las personas volemos,
rige la trayectoria de una pelota lanzada y determina la manera en que aterrizaron
a los pies de la Torre de Pisa los objetos que dejó caer Galileo.
El intento de Newton por estimar las distancias a las estrellas constituye una de sus
empresas menos célebres.
En tiempos de Newton la mayoría de los expertos no consideraban que el Sol fuese
una estrella. Pero, ¿era una estrella típica?
Newton procedió de un modo muy ingenioso aunque un poco intrincado. Razonó
que Saturno solo reflejaba una cuarta parte de la luz que recibía del Sol. Esto
suponía ( siempre que los brillos del Sol y de las estrellas sean iguales ) que una
estrella que desde la Tierra presenta el mismo brillo que Saturno se encontrará a
una distancia de nosotros cien mil veces superior a la que nos separa del Sol.
Algunas de las mediciones que hizo a estrellas cercanas se aproximaron
relativamente pero como sabéis muy bien este método no es fiable. Algunas de las
estrellas que por la noche presentan un brillo mayor están muy lejos, mientras que
otras más cercanas no son en absoluto tan llamativas.
Un pársec es algo más de 30 billones de kilómetros, o 3,26 años luz.
Un año luz es la distancia que recorre la luz en un año: cerca de 9, 46 billones de
Km.
El brillo que presentaría una estrella en caso de encontrarse a solo 10 pársec de
distancia de nosotros sería la magnitud absoluta.
El brillo que una estrella presenta en su visión nocturna desde la Tierra es su
magnitud aparente.
Edmund Halley, joven amigo de Newton, descubrió una nueva pista para
determinar la distancia a las estrellas. Halley sentía especial curiosidad por
averiguar si las estrellas habían alterado sus posiciones desde tiempos de Hiparco y
Ptolomeo.
Halley nació en 1656. Abandonó Oxford antes de obtener su diploma y viajo a la
isla de Santa Helena en el Atlántico Sur con la misión de trazar mapas del cielo
según su visión desde el hemisferio sur. A su regreso a Inglaterra ingresó en la
Royal Society. Tan solo tenía 22 años.
Ni que decir tiene que el trabajo que más repercusión tuvo fue su estudio de los
cometas. El cometa “Halley” recibió este nombre en su honor cuando reapareció
tras su muerte en el año 1758, justo cuando el lo había vaticinado.
En 1718 Halley informó que tres de las estrellas que estaba estudiando, Sirio,
Arturo y Aldebarán, habían variado su posición respecto a los mapas celestes
trazados por Ptolomeo. Sospechaba que esas diferencias no podían deberse a
errores en las mediciones antiguas. Halley procedió a medir el cambio
experimentado por Sirio en los últimos 100 años transcurridos desde las
observaciones de Tycho Brahe, dicha medición confirmó sus sospechas. El cambio
había sido tan paulatino que solo podía ser detectado en el lapso de varias
generaciones.
“Movimiento Propio” es el nombre que recibe este movimiento de las estrellas en
relación con las demás y sufrido a lo largo de siglos.
En 1720 y cuando contaba con 64 años de edad, Halley ocupo el cargo de
Astrónomo Real de Inglaterra. Halley falleció a los 85 años. Una de sus
aportaciones más descollantes no daría frutos hasta 20 años después.
Halley durante su juventud midió el transito de Mercurio frente a la superficie del
Sol aunque reconoció que las mediciones realizadas por Cassini eran mejores que
las suyas. Los tránsitos de un planeta sobre el disco solar vistos desde puntos
distintos, como ya sabéis, sirven para obtener distancias por medio de la paralaje.
Al filo de 1700 el único consenso entre los astrónomos era la distancia al Sol: 88,5
millones de Km. Halley tenia el convencimiento que el transito de Venus podría
proporcionar mediciones más exactas.
Un transito constituye un evento relativamente raro, si bien Halley sabía que el
transito de Venus frente al Sol iba a producirse en el año 1761. El sabía que no
viviría suficiente para verlo así que redacto y público instrucciones para emplear
los datos derivados de la observación de ese transito en distintos puntos del globo.
Debido al retorno del cometa, su nombre estaba en boca de todos, cosa que sucedió
nuevamente con el primer transito de Venus en 1761 y se repitió posteriormente
con el segundo transito en 1769. En ambas ocasiones, el globo entero se aprestó a
observarlo. No se repetiría hasta el año 1874.
El descubrimiento del movimiento propio atribuible a Halley también daría sus
frutos después de su muerte.
Sirio, Aldebarán y Arturo, son algunas de las estrellas más brillantes entre cuantas
pueblan la bóveda celeste.
¿Es esto mera coincidencia?
Puede que una estrella sea más brillante porque realmente lo sea, o también
porque se encuentre más próxima a nosotros.
Los objetos que se mueven y atraviesan nuestra línea de visión cercana parecen
desplazarse más rápidamente en relación con el fondo de estrellas que aquellos
situados a gran distancia.
Un niño que se desplaza sobre una bicicleta cerca de nosotros bien puede aventajar
a un automóvil que circula a mucha distancia en el horizonte. Al menos que todas
las estrellas se hallen a igual distancia, deberíamos encontrar que son las más
cercanas las que aparentemente se mueven respecto al fondo constituido por las
estrellas más distantes. En su mayoría, las estrellas no evidencian un cambio de
posición desde tiempos de Ptolomeo. ¿Acaso significa eso que están emplazadas a
una distancia mucho mayor que las que si han cambiado su posición?
Un hombre que trato de detectar la paralaje estelar fue James Bradley, nacido en
Inglaterra en 1693. La estrella conocida como Gamma Draconis pasa casi por
encima de la ciudad de Londres, hecho que propició que Bradley junto con su
amigo Samuel Molyneux, acometieran la tarea de medir su movimiento de
paralaje. Sujetaron su telescopio de casi 8 metros de longitud a una chimenea de
ladrillo donde Molyneux habitaba. Con la ayuda de un tornillo pudieron fijar el
telescopio en dirección a la estrella. El resultado de la observación fue
desconcertante. En vez de ajustar su inclinación en diciembre y en junio como
tenían previsto, el ajuste en los meses de marzo y septiembre adoptaba tal
inclinación, que existían pocas posibilidades de que fuese causado por la paralaje.
Bradley se aprovecho de una tía suya excepcionalmente comprensiva que le
permitió perforar el suelo y el tejado de su casa con objeto de instalar un telescopio
mayor y de más sofisticadas prestaciones. Las observaciones con este otro
telescopio se limitaron a confirmar los inauditos hallazgos anteriores.
Cuenta la leyenda que la explicación de este fenómeno sobrevino a Bradley
durante un crucero por el Tamesis. Cuando la embarcación modifico el rumbo, la
veleta montada en el mástil alteró su dirección. No se trataba de que la dirección
del viento hubiera cambiado. El cambio se produjo en la dirección de la marcha
del barco respecto de la dirección que soplaba el viento. Bradley cayó entonces en
la cuenta de que el desplazamiento de las estrellas que estaba estudiando se
producía de manera similar, causado por los cambios del propio desplazamiento
de la Tierra. De igual forma que la dirección del viento parecía cambiar según el
rumbo adoptado por el barco, la luz de una estrella también sufría cambios de
acuerdo con la dirección de la Tierra en su movimiento.
Bradley era consciente de que no había demostrado la paralaje estelar. Sus
observaciones demostraban que la Tierra orbita alrededor del Sol y que la
velocidad de la luz no es infinita. Bautizo este efecto como “aberración”. La
aberración produce un cambio aparente de 20,5 segundos de arco en las posiciones
de las estrellas en el transcurso de un año. Bradley encontró también que la Tierra
tiembla ligeramente por el simple hecho de que su forma no es perfectamente
esférica (nutación).
Había demostrado que las paralajes de las estrellas no superaban la magnitud de
un segundo de arco. En caso de alcanzar dicha cifra, sabía que habría podido
detectarlos. De ello se dedujo que las estrellas se encontraban a más distancia de la
que por entonces se suponía.
En el año 1742 Bradley sucedió a Halley en el cargo de Astrónomo Real.
Más tarde en la década de 1830, las mejoras en tecnología se habían desarrollado a
tal extremo que tres astrónomos pudieron detectar la paralaje estelar anual.
Eso supuso el tener conciencia de lo realmente lejos que se encontraban las
estrellas, aunque con errores.
M 101.
ESPECTRO LUMINOSO Y EFECTO DOPPLER
Desde los estudios sobre óptica realizados por Isaac Newton, los científicos y el
publico en general sabían cómo emplear un prisma de cristal para descomponer
un rayo de luz en sus diversos componentes. Cuando la luz blanca atraviesa el
prisma, los colores que la componen se dispersan definiendo una secuencia
ordenada, el tan familiar arco iris. Este orden se mantiene siempre constante:
rojo, anaranjado, amarillo, verde, azul añil y violeta.
En términos de longitud de onda, las más largas son las más próximas al rojo y
dichas longitudes disminuyen a medida que nos aproximamos al violeta.
La luz que el ojo humano puede detectar, el espectro visible, constituye una
pequeña parte del mucho mayor espectro electromagnético. Todo lo que se halla
más allá del rojo en un extremo y del violeta en el opuesto nos resulta invisible.
Cuando la luz atraviesa un prisma, el espectro resultante proporciona información
sobre la fuente que la origina, aunque esté situada a miles de millones de años luz.
Von Fraunhofer era el undécimo y más joven hijo de un maestro vidriero y
trabajador del vidrio decorativo. Huérfano a los 12 años, se convirtió en aprendiz
de un cristalero de la ciudad de Munich que no le pagaba por su trabajo, le ofrecía
una instrucción mínima y que le impedía acudir a la escuela. La mala suerte de
Fraunhofer mejoró cuando contaba con 14 años y la casa de su maestro se
desplomó, enterrando al muchacho entre sus ruinas. Resultó herido pero un
travesaño lo salvó de una muerte cierta.
Su milagrosa supervivencia llamó la atención de un abogado y financiero llamado
Utzschneider que al poco tiempo lo contrató para que trabajara en su
establecimiento dedicado a la fabricación de vidrio. Tales eran su habilidad innata
y su celo para esta artesanía que, apenas superada la veintena, ya figuraba al
frente del negocio de Utzschneider.
Fraunhofer formaba parte de un puñado de hombres que a principios del siglo
XIX emergieron desde el seno de la clase trabajadora para convertirse en
astrónomos de bandera. En su corta vida, diseñó y construyo telescopios de gran
calidad, entre los mejores fabricados en su tiempo.
Fraunhofer encontró que el espectro continuo del Sol aparecía interrumpido por
multitud de líneas oscuras, líneas que descubrió en toda la luz solar, ya fuera
directa o producto del reflejo de otros objetos en la Tierra, o también procedente
de la Luna y los planetas. Identificó las diez líneas más marcadas del espectro solar
y detectó otras 574 más tenues. Su investigación le llevó a encontrar que estas
líneas aparecían también en el espectro de las estrellas, aunque con una disposición
diferente. Concluyó entonces que las líneas debían tener su origen en la naturaleza
misma del Sol y las estrellas.
Fraunhofer estuvo muy cerca de percatarse de estas implicaciones cuando detectó
que dos líneas oscuras del espectro solar coincidían con sendas líneas brillantes
presentes en el espectro de su lámpara de sodio.
Murió de tuberculosis a los 39 años de edad. Poco antes había sido nombrado
caballero, quedando así exento de sus impuestos como ciudadano de Munich.
Diez años después lograron explicar la relevancia de dicho descubrimiento: el Sol
es un cuerpo incandescente rodeado por una atmósfera gaseosa de menor
temperatura. Las líneas significan que el elemento sodio esta presente en la
atmósfera solar.
La década de 1840 trajo consigo un avance técnico que beneficiaria tanto a la
astronomía como a la astrofísica a muy largo plazo. El físico austriaco Christian
Doppler descubrió lo que hoy conocemos como “efecto Doppler”.
En la vida cotidiana lo experimentamos más con el sonido que con la luz, como una
disminución en la frecuencia de las sirenas de los coches de bomberos cuando el
vehículo se aproxima, pasa frente a nosotros, y deja atrás nuestra posición. A
medida que se acercan, las ondas sonoras que nos alcanzan se agrupan, en otras
palabras, se acortan. Cuando se alejan ocurre lo contrario, es decir, se estiran.
Doppler pensó que lo mismo debía ocurrir con la luz. Cuanto más largas sean las
longitudes más se aproximaran al extremo “rojo” del espectro.
Por causa del efecto Doppler un observador percibe la luz proveniente de una
estrella que se aleja desviada hacia el extremo rojo del espectro, es decir un
desplazamiento al rojo; y a su vez la luz de una estrella que se aproxima desviada
hacia el extremo azul del espectro, un desplazamiento al azul.
CHARLES MESSIER
Ya me parece estar escuchando un murmullo de risitas. Si, en efecto es nuestro
“amigo” Messier. El de las “emes”.
Era para mi obligado dedicar un pequeño apartado a este hombre que nos
acompaña todas las noches cuando observamos el cielo. A veces os digo: “mirar el
M-13 ó mirar el M-57 ...”. Otras veces os añado la coletilla...es el cúmulo globular
de Hércules o la nebulosa planetaria de Lira. Sea como fuere el catalogo que
elaboro Messier nos sirve para conocer y nombrar a muchos de los objetos más
destacados del cielo.
Messier nació en 1730. Huérfano en 1751 acudió a Paris en busca de fortuna. Su
mayor habilidad era el dibujo. Al fin, quizá por casualidad, lo contrató el
astrónomo real, Joseph Nicolás Delisle. No nos extrañe la relación del dibujo con la
astronomía. Entonces los mapas celestes habían de ser trazados a mano (para
luego copiarlos en planchas y grabarlos en la imprenta). Se necesitaba una gran
precisión y una limpieza absoluta. En aquella época era necesario calcular lo más
exacto posible cualquier objeto del cielo, y si este se movía entre las llamadas
“estrellas fijas”, calcular con suma exactitud sus movimientos para determinar su
orbita y adelantar sus efemérides. Pero al mismo tiempo que esta absoluta
precisión de puntos y líneas sobre el papel, se mantenía la costumbre clásica de
superponer sobre el mapa de las constelaciones las figuras simbólicas o mitológicas
que representaban. Vamos, que había que ser un dibujante fabuloso.
Por eso Messier además de dar las coordenadas exactas de los objetos celestes
muchas veces añadía cosas como: “M-46, entre la cabeza de Can Mayor y las dos
patas de atrás del Unicornio”, etc.
Esto como sabéis es muy frecuente hoy en día, sobre todo los astrónomos
aficionados. Cuantas veces yo os digo: “M-42 debajo del cinturón de Orión” o “allí
al lado de la cola de la Osa Mayor”.
Casi todos los que llegaban al mundo de la Astronomía tenían una preparación
científica. Messier carecía de esta formación. Descubrió 21 cometas y redescubrió
más de 50, pero, aunque podía representar su posición en el mapa, entregaba los
datos a los calculistas para que determinaran la órbita y predijeran las efemérides.
Esta falta de base fue un lastre para Messier, pero la fue corrigiendo con el tiempo.
En 1755 casi todos los astrónomos esperaban la llegada del cometa de 1682, que
Halley había previsto para 1758. si las predicciones se cumplían quedaría
demostrado que los cometas eran cuerpos celestes como otros cualquiera y se
demostraría de paso la Ley de Gravitación Universal de Newton.
Una noche de agosto de 1758 Messier descubrió un cometa, que muy pronto, por
su trayectoria demostró que nada tenía que ver con el de Halley. Pero en la
madrugada del 28 de agosto ocurrió algo inesperado buscando “su” cometa.
Messier descubrió otro de bien desarrollada cabellera, entre Tauro y Géminis.
Cuando en noches sucesivas tomó la posición del nuevo cometa, observo con
asombro que no se movía. Al cabo de una semana concluyó que se trataba de una
nebulosa y se centro en la observación del verdadero cometa. El chasco quedó
medio olvidado pero resultaría decisivo en la vida de Messier y en la historia de la
Astronomía.
En cambio, el cometa más buscado, el Halley, no acudía a su cita. Messier
trabajaba junto a su maestro Delisle. Este había realizado unos cálculos en la
orbita del Halley. Una de dos, o los cometas aparecían arbitrariamente o los
cálculos de Delisle eran equivocados. Messier empezó a sospechar más bien lo
segundo. Así que empezó a observar zonas contiguas del cielo. Al fin el cometa fue
descubierto por un granjero de Sajonia en las navidades de 1759, pero a causa de
la guerra de los siete años, la noticia no se supo en Francia hasta dos meses
después. Por fin en enero de 1759 Messier descubrió el cometa, pero Delisle,
molesto tal vez por la humillación, le prohibió terminantemente que diera la
noticia para poder determinar cuanto antes su trayectoria y dar a conocer sus
efemérides; pero no pudo lograr su propósito porque el cometa se acercaba
rápidamente y dejo pronto de ser observable. Entretanto llego la noticia del
granjero y ellos perdieron la gloria. El viejo maestro incluso le hizo ocultar el
descubrimiento de dos cometas más en meses sucesivos.
El nuevo paso del Halley produjo una histeria colectiva en la búsqueda de nuevos
cometas. Tras el retiro de Delisle, Messier quedo como astrónomo principal de la
torre del Hotel de Cluny.
En septiembre de 1760, cuando observaba la zona de Acuario, encontró otro
cometa, este de cabellera perfectamente redonda, que en noches sucesivas
demostró seguir el mismo comportamiento (o falta del mismo), que el de dos años
antes en Tauro: no se movía. Otra maldita nebulosa.
Por fin, en 1764, descubrió un hermoso cometa, luego famoso, que le lleno de
orgullo; pero semanas más tarde, el 3 de Mayo, encontró otra cabellera
redondeada en Coma Bernices (M-3), que le recordó la de Acuario. Sospechó que
se trataba de otra nebulosa y acertó. Fue entonces cuando decidió hacer un
catalogo de objetos nebulosos para evitar futuras confusiones. Así otros colegas no
perderían el tiempo observando estos “objetos inútiles”.
Sin embargo como era un cazador nato, puso tanto empeño en la búsqueda de
estos objetos, que acabó encariñándose de esta nueva tarea. Primero anotó solo
nebulosas y cúmulos que pudiesen confundirse con cometas, pero más tarde añadió
objetos que no podían confundirse con cometas. El parecido con cometas acabó
siendo un pretexto. Llegó a incluir en su catalogo a las “Pléyades”, porque cuando
están próximas al horizonte se pueden confundir con un objeto difuso.
Sin ser consciente dio un paso importantísimo en la historia de la Astronomía. Se
analizaban objetos celestes fijos y se describían. Fue el primer paso para la
Astrofísica. El segundo paso lo daría William Herchel.
Nuestro amigo era un cazador de cometas, que era la misión que por entonces
daba fama. Descubrió 21 y aportó datos de otros 50.
Sin embargo, hubo un honor que tardó en alcanzar: el ingreso en la Real
Academia de Ciencias de Paris, la meca de los sabios. Siempre que se presentaba
su candidatura aparecía en la famosa bolsa de los votos alguna bola negra. Ya
fuese por envidia o por su falta de una autentica carrera científica o por su origen
modesto se le negaba sistemáticamente su entrada.
Este cambio de táctica. Comenzó a comunicar sus descubrimientos y a enviar
artículos y mapas a la Royal Society de Londres, a la academia de Berlín y a la
academia Imperial de San Petesburgo, asociaciones que se apresuraron en
nombrarle Socio de Honor. En vista de lo cual, los franceses comprendieron que no
podían ser menos, y lo admitieron en la Academia en 1770. Se convirtió en el
astrónomo más celebre de Francia y Luis XV le concedió humorísticamente el
titulo de “el hurón de las estrellas”.
Mechain, colaborador suyo, le ayudo a completar el catalogo. Messier tuvo un
accidente con un pozo y ya no volvió a ser el mismo. La Revolución de 1789 fue
para Messier una desgracia. No pudo ordenar su catalogo como tenia previsto,
cerró la Academia, perdió sus instalaciones del Hotel Cluny, se suprimió el
Observatorio de Marina y se vio expulsado y sin sueldo. Hubo de huir de Paris en
1793, el año del terror.
Se le fue rehabilitando poco a poco y Napoleón le nombro Caballero de la Legión
de Honor. Eso sí, siguió sin dinero y con poca salud. Cuando en 1802 le visitó
Herschel, gran admirador suyo, Messier se quejo de que no le reponían ni los
cristales rotos de su observatorio y que pasaba mucho frío. “El merito no siempre
es reconocido como debiera”, escribió el gran observador ingles. Messier murió en
1817, a los 87 años de edad. Casi todos los grandes astrónomos fueron longevos.
Yo, en mi modestia, espero también serlo.
DE WILLIAM HERSCHEL A HENRIETTA LEAVITT
Thomas Wright, en Inglaterra, fue pionero en proponer una disposición del
Universo a gran escala. Wright dedicó gran parte de su adolescencia, en sus
tiempos de aprendiz de relojero, a su gran pasión: la astronomía. Tanto disgustaba
a su padre esta afición que optó por quemar todos sus libros de astronomía. Se
hizo marinero, lo dejo, y posteriormente siendo maestro de matemáticas se vio
envuelto en un escándalo con la hija de un clérigo. También tuvo que dejarlo.
En su libro “Una teoría original o nueva hipótesis acerca del universo” publicado
en 1750, Wright bosquejó la idea de que la Vía Láctea, el Universo o la Creación,
como él solía llamarla, era un conjunto de estrellas cuyo centro estaba integrado
por una fuente sobrenatural de energía, bondad, moralidad y sabiduría.
William Herschel poseía un ejemplar del texto de Wright. Herschel era un
prestigioso compositor y músico. Fue director de Music for the City en la localidad
de Bath. Entre sus obras más destacadas cabe mencionar 24 sinfonías, 7 conciertos
para violín y 2 para órgano. Así y todo, la historia lo recuerda únicamente como
astrónomo puesto que, a los 35 años de edad, cuando los demás dormían y
aprovechando un periodo vacacional, retomó con ahínco su vieja pasión de
mocedad.
En 1781, mientras observaba el cielo con su telescopio y en compañía de su
hermana menor Caroline, Herschel descubrió el planeta Urano. A resultas de ello,
Jorge III lo designó su astrónomo personal. En el año 1787 el rey fijó un salario
para su hermana Caroline.
Comenzó a construir y vender telescopios. Los de Herschel eran telescopios de
reflexión. El más grande entre sus telescopios tenia una envergadura de más de 13
metros e incorporaba un espejo de 16 centímetros. El tubo alcanzaba un diámetro
de 1,5 metros. Pese a que el tamaño del telescopio llenaba de orgullo a su creador y
al propio rey, tan bien constituía un serio estorbo. Tan inseguro era aquel
monstruo que los operarios no querían maniobrar con el. Y para mayor INRI,
Herschel perdía un tiempo precioso y noches de buena visibilidad (tan raras en
suelo ingles) explicando las virtudes de su “maravilla” a los curiosos.
Herschel ansiaba aprender y descifrar la arquitectura del Universo a gran escala.
Herschel selecciono hasta 700 regiones distintas del cielo. En cada una de ellas
procedía meticulosamente y hacia el recuento de estrellas de diferente brillo,
catalogando las dobles que encontraba, puesto que albergaba esperanzas de medir
su paralaje anual. Así dio inicio al primer proyecto para el trazado de un mapa del
Universo en tres dimensiones, tarea ésta en la que todavía trabajan los astrónomos
300 años después.
El mapa de Herschel resultó muy parecido al forjado en el siglo XX, hecho muy
remarcable dado que él, como le sucediera a Newton en su medición de las
distancias a las estrellas, trabajo a partir de supuestos erróneos.
Escogido la estrella Sirio, la más brillante del cielo nocturno, como patrón. Es
decir, trabajó regido por el supuesto de que si todas las estrellas se encontraban a
igual distancia, todas presentarían idéntico brillo, de modo que los diferentes
brillos aparentes pueden usarse como calibradores de sus distancias.
Herschel no puede ser excusado de este error tan fácilmente como Newton porque
conocía los argumentos de un joven contemporáneo suyo llamado John Michell.
Michell fue el primero en apuntar la existencia de las “estrellas oscuras” que ahora
denominamos agujeros negros. Michell señalo que las estrellas que conforman las
Pléyades definitivamente no presentan el mismo brillo y puesto que están
agrupadas, deben encontrarse a igual distancia de nosotros.
El mapa de Herschel disponía las estrellas a modo de una “piedra de afilar”, una
piedra de afilar dentada. Los extremos puntiagudos responden a las hendiduras
oscuras que Herschel observo en la Vía Láctea.
Herschel se mostró tan audaz como para estimar la dimensión total de la piedra de
afilar. Había empleado la estrella Sirio como patrón de medida, de tal manera que
decidió nombrar la distancia a Sirio como un “siriometro”. Calculó que la piedra
de afilar media 1000 siriometros de longitud y 100 de grosor. Hoy podemos
establecer cifras para su esquema. Dado que Sirio se encuentra a poco menos de 9
años luz, esto supondría que la longitud de la piedra de afilar sería de 9.000 años
luz y un grosor de 900 años luz. Los cálculos modernos consideran que las
dimensiones de nuestra galaxia son diez veces superiores a las estimadas por
Herschel.
William y Caroline Herschel asimismo escrutaron las nebulosas. El gran
interrogante era si se trataba o no de grupos compuestos por muchas estrellas. Y
los Herschel disponían del mejor equipo del mundo para dirimir tan importante
cuestión. Muchas podían resolverse en forma de estrellas, pero había otra
categoría de nebulosas en las que una nube de gas luminoso rodea a una sola
estrella central. También encontró que aun contando con los instrumentos más
sofisticados no lograba resolver todas las nebulosas en términos de estrellas ni
encontrar estrellas en ellas. Algunas, pues, deben ser nubes gaseosas.
Al tiempo, su telescopio mayor revelaba que más allá de los límites que
previamente había supuesto para el universo seguían apareciendo estrellas y más
estrellas. No encontraban su final.
William Parsons, tercer conde de Rosse y residente en el castillo de Birr en
Irlanda, era señor feudal de la villa de Parsonstown.
Había sido educado en Dublín y en Oxford y ya era miembro del parlamento antes
de su graduación en la universidad. En 1841, a los 41 años de edad, accedió al
gobierno del condado, situación que le proporcionaba tiempo libre y disfrutar de
su pasión por la astronomía. La intención de Lord Rosse era ni más ni menos que
construir un reflector más grande que los utilizados por Herschel.
Lord Rosse se curtió y depuró su técnica progresivamente con la construcción de
telescopios de mayor tamaño. Finalmente alcanzó su objetivo: un tubo de casi 19
metros de longitud y 2,6 metros de diámetro que incorporaba un espejo de 2
metros cuyo peso ascendía a 4 toneladas. Así, apuntó su cañón celestial hacia las
nebulosas.
Los Herschel habían catalogado miles de nebulosas. Cuando Lord Rosse las
contempló a mediados del siglo XIX, las nebulosas seguían siendo uno de los
grandes enigmas de la astronomía. Persistía la controversia en torno a su
composición: ya se tratara de conglomeraciones de gas tal vez situadas no muy
lejos, que podían dar origen a nuevas estrellas y planetas, o bien de
enormes
agrupaciones de estrellas demasiado distantes para ser descifradas mediante un
telescopio terrestre.
Lord Rosse contempló las nebulosas como nadie las había contemplado hasta la
fecha. No se trataban de simples nubes. Algunas poseían una estructura compleja
y, a medida que observaba y dibujaba lo observado, una cantidad creciente de ellas
parecían ser formaciones espirales. Se hizo imposible no sospechar que podían ser
formaciones de estrellas similares a las nuestras, y extremadamente distantes.
Pareció asimismo probable que nuestro sistema estelar fuera, como ellas, espiral y
lenticular, una configuración afín al modelo de “piedra de afilar” postulado por
Herschel.
En 1885, los cielos brindaron a los astrónomos una oportunidad en verdad
espectacular, o eso fue al menos lo que muchos pensaron. Habían ya ponderado
que la nebulosa de Andrómeda, una de las más grandes, era probablemente la más
cercana. En esta nebulosa apareció súbitamente una nueva estrella que se hizo lo
suficientemente brillante como para detectarla a simple vista. Los astrónomos solo
sabían de una clase de estrella que hacia explosión: la nova. La comparación de
brillo con otras novas previas indicaba que la nova de Andrómeda estaba
relativamente cerca de nosotros. Eso significaba que sin lugar a dudas toda la
nebulosa de Andrómeda estaba cerca.
En el último cuarto de siglo los astrónomos empezaron a caer en la cuenta del
fabuloso potencial que apuntaba una herramienta nueva: la fotografía.
Pero se necesitaban demasiadas horas de exposición para lograr una fotografía
normal. En la década de los 1870 el uso de las placas de gelatina seca redujo el
tiempo de exposición requerido para la fotografía terrestre, en torno a una
decimoquinta fracción de segundo. La astronomía se adentro en una nueva época.
Se hicieron fotografías con tiempos largos de exposición, confirmando los brazos
espirales de Andrómeda, pero siguió siendo un misterio su naturaleza real.
Henrietta Swan Leavitt nació en 1868 y estudio en un centro docente conocido por
el nombre de Sociedad para la Instrucción Universitaria de las Mujeres.
Entre los astrónomos emergentes escaseaban las mujeres, entre otras razones,
porque muchas veces se las daban trabajos “poco creativos”.
En 1908, Leavitt estaba buscando estrellas con brillo variable, esperaba dar con un
grupo donde todos sus componentes mantuvieran una distancia aproximadamente
igual con respecto de la Tierra. Parecía lógico suponer que todas las estrellas
integradas en una de las Nubes de Magallanes estaban, en términos de distancias
cósmicas, aproximadamente a la misma distancia.
El razonamiento de Leavitt era el siguiente: si las estrellas de las Nubes de
Magallanes estaban todas a la misma distancia de la Tierra, entonces no había
diferencias suficientes en la distancia que pudieran causar que unas brillen más
que otras. Consecuentemente, podía concluirse que las estrellas brillantes en efecto
tenían una mayor magnitud absoluta que las que allí parecían más tenues, de
modo que podían establecerse comparaciones significativas entre sus magnitudes
aparentes.
Las Nubes de Magallanes estaban suficientemente cerca y daban pie a la
identificación y al estudio de estrellas individuales, aunque no tanto como para
recurrir al método de la paralaje directo y medir su distancia.
Leavitt encontró que algunas de estas estrellas variables presentaban un acusado
incremento de su brillo máximo seguido por un descenso más gradual en su
rutilancia. Algunas requerían más tiempo que otra en completar dicho patrón.
Leavitt notó que, cuanto más brillante era una estrella de este tipo, más tiempo
necesitaba para completar dicho patrón. Las más rutilantes invertían casi un mes y
las más mortecinas tan solo un día. Cotejo estas “curvas de luminosidad”con las
correspondientes a las estrellas variables cercanas a la Tierra que previamente
había descubierto en la Vía Láctea y halló una coincidencia en la estrella Delta
Cephei. Así pues “Cefeidas” es el nombre que reciben estas estrellas variables.
En 1912 Leavitt había recopilado pruebas más que suficientes para afirmar que las
Cefeidas podrían conducir a la obtención de un modo mucho más fiable para
concretar las distancias tanto dentro como fuera de nuestra galaxia.
Veámoslo de la siguiente manera:
Supongamos que tengo un chalecito. Si miro a través de mi ventana desde aquí, en
España, podré afirmar que mi valla se halla a una distancia que dobla la que me
separa de mi garaje. Si hago lo propio desde la ciudad de Tokio, no podría decir lo
mismo. A todos los efectos, desde Tokio la valla y el garaje están a la misma
distancia. Lo mismo ocurre con las Nubes de Magallanes. Tal es la distancia que
nos separa de las estrellas que podemos considerar que para todas ellas es la
misma.
A modo de ejemplo:
En su muestra Leavitt encontró que si una Cefeida tenía un periodo de 3 días y
otro un periodo de 30, la segunda era seis veces más brillante que la primera. Así
pues, allí donde descubriera una estrella variable Cefeida podría también
determinar su periodo de variación y con ello tener seguridad para afirmar cuan
brillante sería la estrella si estuviera ubicada entre las componentes de la Pequeña
Nube de Magallanes y cual es su distancia en relación con las demás estrellas de su
entorno. En definitiva, esto supuso un gran avance en la medición de distancias
estelares aunque, lo que Leavitt tenía era un sistema de relaciones y no medidas
absolutas de las distancias. Nadie en aquellos días conocía la distancia exacta a las
Nubes de Magallanes, ni tampoco la distancia o la magnitud absoluta de ninguna
Cefeida de la Vía Láctea. Ninguna Cefeida, ni tan siquiera Polaris, también
conocida como la estrella del Norte (Polar), la más cercana a la Tierra, estaba lo
suficientemente próxima a nuestro planeta para medir su distancia por medio de la
paralaje.
UN PASEO POR LAS CEFEIDAS HASTA LLEGAR A MONTE WILSON
El astrónomo danés Hertzsprung puso remedio a esta situación. Aplicó una
variación del método de la paralaje estadístico y estimó la distancia a dos de las
Cefeidas. Usando las relaciones entre el periodo y la magnitud absoluta que Leavitt
había establecido, calculo que la distancia a la pequeña Nube de Magallanes era de
30.000 años luz. Esta distancia, aunque evidentemente corta en relación con la
cifra de 169.000 años luz que actualmente barajan los científicos, superaba con
creces todas las previsiones.
Las “candelas”, como solía apodar Leavitt a las variables Cefeidas, casi de
inmediato llamaron la atención de otros colegas astrónomos, entre los cuales
destaca Harlow Shapley.
Shapley llegó a la astronomía de una manera muy afortunada. Quería estudiar
periodismo, pero cuando llego a la Universidad de Missouri, la facultad aun estaba
sin construir. Volvió un año más tarde, pero nada había cambiado. Lo que si había
cambiado era que se estaba quedando sin dinero, así que abrió el prospecto de la
Universidad e inicio la lectura de los cursos que se ofrecían, empezando por la letra
A. La arqueología no le atrajo, pero en la pagina siguiente figuraba la astronomía.
Los astrónomos de hoy saben que las Cefeidas son estrellas ancianas que han
superado la fase correspondiente a su “secuencia principal” (la fase prolongada
durante la cual una estrella constantemente convierte su hidrógeno en helio) para
transformarse en “gigantes rojos”. Cuando finaliza la fase de la secuencia
principal, la estrella empieza a encogerse. A medida que se calienta, y el calor fluye
camino de las capas más externas de la estrella, insuflando energía a los átomos del
helio convertidos en “iones de carga única”. Como resultado de tal absorción, la
atmósfera de la estrella se hace opaca, retiene calor como una sabana térmica, se
calienta más si cabe, y se expande. Las capas exteriores de la estrella se hinchan,
incrementando casi cien veces su tamaño original.
Se infla y se encoge y varía su brillo repetidamente con una periodicidad constante.
Discurrió Shapley que los grupos globulares de estrellas podían constituir el
contorno del esqueleto de la Vía Láctea. Así, nuestro Sol no estaba situado ni tan
siquiera cerca del centro.
Lo que verdaderamente contrarió a los astrónomos y levantó una gran polvareda
fue su medición del tamaño del sistema de la Vía Láctea. Era tan enorme que
Shapley conjeturó que el sistema y su periferia integrada por grupos globulares de
estrellas (una envergadura total, según sus cálculos, de 300.000 años luz)
conformaban el universo entero. Nebulosas como Andrómeda no constituían
sistemas independientes. A lo sumo eran satélites menores de la Vía Láctea. Hoy
sabemos que Shapley se excedió en sus cálculos para la dimensión de la Vía Láctea
debido esencialmente a que no tomó en consideración el modo en que el polvo
interestelar afecta a la luz procedente de los grupos globulares de estrellas.
El polvo interpuesto y las partículas atenúan la luz, de suerte que sus fuentes se
perciben más apagadas y más lejanas. En la actualidad los astrónomos cifran el
tamaño de nuestra galaxia en unos 100.000 años luz.
La oposición más consistente a dicha estimación vino de manos de Herber Curtis.
Curtis insistía en que las nebulosas espirales eran sistemas alejados e
independientes del nuestro, que nuestro sistema era mucho más pequeño que lo
que aseveraba Shapley, y que el sistema solar era en efecto el centro de la Vía
Láctea. Supuso Curtis que la aparición de la nova de 1885 en Andrómeda, cuya
magnitud aparente se había interpretado como indicativa de que la nebulosa de
Andrómeda estaba situada dentro del sistema de la Vía Lacta, podía de hecho
tener una magnitud absoluta muy superior a la nova de 1901, con la que se la
comparaba (y hallarse por ende mucho más lejos de lo imaginado por la inmensa
mayoría de los astrónomos).
Shapley se burló abiertamente de esta conjetura: si la nebulosa Andrómeda era
otro sistema estelar como el nuestro, y en absoluto cercano, la nova de 1885
debería haber tenido una magnitud absoluta igual a la de mil millones de estrellas
ordinarias. Era absurdo imaginar que hubiera podido ser hasta ese extremo
brillante, o que el universo fuera lo suficientemente grande para contener un
ingente número de sistemas independientes tan grandes como el nuestro. Es más, si
nebulosas como la de Andrómeda rotaba a la velocidad indicada por algunas
observaciones, y se hallaban tan distantes como Curtis proclamaba, tendrían que
rotar a una velocidad superior a la velocidad de la luz. Y eso era imposible.
No desanimado por ello, Curtis inició la búsqueda de otras novas en Andrómeda
con objeto de poder compararlas con la aparecida en 1885 y con la nova de 1901.
Descubrió varias. Así pues, tras comparar sus brillos, determinó que Andrómeda
se encontraba a miles de años luz, allende los límites de la Vía Láctea.
En 1920 el tira y afloja entre Shapley y Curtis culmino en un debate publico
organizado por la Academia Nacional de las Ciencias y presenciado por Albert
Einstein. Los dos tenían en parte razón y desde la perspectiva de hoy entre los dos
podrían haber armado una aceptable imagen del universo.
Edwin Hubble tenia estudios universitarios pero de Derecho. Era un abogado
consumado y de gran prestigio, pero unos estudios de Slipher sobre los espectros
producidos por la luz de distintas nebulosas llamó su atención. Casi todas las
nebulosas presentaban desviaciones hacia el rojo. Curiosamente casi todas se
alejaban o parecían alejarse a grandes velocidades de nosotros. Aquello nunca
resulto muy obvio. No se sabía si nosotros nos alejábamos de las nebulosas o ellas
de nosotros.
Hubble se dio cuenta que solo le importaba la astronomía. Como el dijo: “antes
preferiría ser un astrónomo de segunda fila que un abogado eminente”. Después de
luchar en la Primera Guerra Mundial, arribó en Monte Wilson justo antes de que
Shapley lo abandonara para continuar su tarea en Harvard.
Durante el otoño de 1923, Hubble se encontraba trabajando con el telescopio de 2,5
metros y fotografiaba Andrómeda noche tras noche. Casi de inmediato Hubble
encontró un par de novas acompañado por otro objeto más apagado que
inicialmente interpreto como otra tercera. En ese instante decidió hurgar en los
archivos del observatorio para identificar esta estrella a partir de placas
fotográficas antiguas. Fruto de esta comparación concluyó que se trataba de una
estrella variable, una Cefeida con un periodo de un mes aproximadamente, cosa
que significaba que su magnitud absoluta en su momento de máximo brillo era
7.000 veces superior al Sol. Para presentar semejante debilidad en su brillo,
precisaba estar situada a unos 900.000 años luz de distancia. Hubble examino de
nuevo las fotografías que había tomado recientemente de la nebulosa NGC6822 y
reconoció esta vez que las estrellas variables eran Cefeidas, situación que le
permitió evaluar la lejanía de la NGC6822 en unos 700.000 años luz.
Ese borrón ovalado y confuso que se aprecia desde el hemisferio norte era
definitivamente otra galaxia, una colección de millones de estrellas. Los
astrónomos hoy en día establecen que dista de nosotros unos 2,25 millones de años
luz. Así pues, la galaxia Andrómeda es el objeto visible más lejano que se puede
distinguir a simple vista. Así pues, la nova que se produjo en 1885 tuvo que ser
extraordinaria y excepcional.
En los años 40, las brillantes luces de la ciudad de los Ángeles menoscabaron la
idea de que el Monte Wilson fuera la ubicación ideal para un telescopio. No
obstante, en plena Segunda Guerra Mundial, esas luces a menudo tuvieron que
apagarse ante la amenaza de las incursiones aéreas. Aquello supuso un inesperado
golpe de fortuna para el astrónomo Walter Baade.
Dada la idoneidad de las condiciones de visibilidad que se producían durante los
apagones, Baade se dispuso a estudiar las estrellas de la galaxia Andrómeda con el
telescopio de 2,5 metros. Encontró que las centrales y las que conformaban su halo,
tendían a ser rojas o amarillas, mientras que aquellas que componían sus brazos
espirales eran blancas o de un color azul intenso. Las estrellas azules eran jóvenes
y de mediana edad; las rojas eran mucho más viejas.
Hubble solo había trabajado con Cefeidas del primer grupo, las situadas en los
brazos espirales de Andrómeda. Pero al estudiar las Cefeidas del segundo grupo se
dieron cuenta que la distancia estimada por Hubble a Andrómeda era corta y por
otro que la edad del universo tenia que ser mucho mayor.
En 1958, cinco años después de la muerte de Hubble, se descubrió que algunas
estrellas que Hubble había utilizado como baremos pertenecientes a galaxias
lejanas, eran nebulosas iluminadas por multitud de estrellas. Dicho descubrimiento
triplicaba el tamaño de universo y estiraba la estimación para su edad hasta una
cifra cercana a los 13.000 millones de años.
Pero demos un paso atrás. Hubble perseveraba en sus observaciones en
colaboración con Milton Humason cuya formación, al igual que la de Hubble, no
era científica. Humason fue conserje y conductor de tractores en el Monte Wilson.
Tan obvio e innato resultaba su talento para la manipulación de instrumentos
delicados y los grandes telescopios que George Ellery Hale, a pesar de una gran
oposición, decidió nombrarle Astrónomo Asistente.
Hubble y Humason habían encontrado que, con la excepción de las galaxias
agrupadas en las inmediaciones de la nuestra, cada galaxia del universo parecía
retroceder o alejarse de nosotros. Es más, a una escala mayor todavía, cada galaxia
parecía retroceder con respecto a todas las demás.
Albert Einstein se resistía a aceptar la idea de un universo en expansión. Después
de postular su teoría general de la relatividad, Einstein cayó en la cuenta que las
soluciones obtenidas para las ecuaciones de su teoría implicaban que el universo se
expandía o se contraía.
Introdujo una nueva constante en la naturaleza, la “constante cosmologica”, un
término matemático que posibilitaba la condición estática del universo.
Posteriormente se retractaría de esta acción, a la que calificó como “el mayor
patinazo de toda mi vida”. Con todo, la constante cosmologica no desapareció con
el paso atrás de Einstein. Todavía hoy atormenta a los físicos.
En caso de haber una constante cosmológica su valor tenía que ser cero (en opinión
de algunos físicos).
Inflemos un poco un globo. Pintemos un punto más gordo (nuestra posición), y a
continuación pintemos otros puntos en la superficie del globo de modo aleatorio.
Inflemos más el globo. Cuanto más lo inflemos más se alejaran de nuestro punto
central los restantes puntos. Algo similar supone la expansión del universo. Espero
que os sea ilustrativo.
¿Cuándo comenzó pues la expansión del universo? ¿Desde que punto central se
retira el universo?
El Big Bang fue una explosión que arrojó todo volando por los aires, en expansión
perpetua. Incluso dando por hecho la inexistencia de direcciones absolutas en el
universo, parecería que los seres que viajan sobre los escombros resultantes de
semejante estallido deberían tener derecho a suponer que existe una respuesta a
esta pregunta: ¿dónde tuvo lugar la explosión en relación con nuestra posición
actual?
Paradójicamente, vivir en un universo que se expande significa que existe una
dirección en la que podemos mirar con atención y vislumbrar algo distinto, quizá
una suerte de “limite”. Tal dirección es el pasado. Esto es cierto no solo cuando
miramos a través de un telescopio. El retraso de cualquier imagen hasta que
alcanza mis ojos es evidente, puesto que la luz viaja a 300.000 Km. por segundo. El
texto que estáis leyendo es pasado, aunque lo leyerais en el mismo momento que lo
tecleaba en mi ordenador.
Einstein no era precisamente partidario de un universo en expansión. En 1936
Stalin inició una purga que tenia como objetivo deshacerse de aquellos científicos
cuyas conclusiones y descubrimientos no comulgaran con la doctrina política de su
régimen. Kozyrev era un astrofísico que trabajaba en el observatorio de Pulkovo.
En noviembre de ese año fue arrestado. En mayo de 1937 se le juzgó. Ingreso en un
campo de trabajo. Se le acuso de mantener la expansión del universo contraria a la
doctrina soviética. Fue sentenciado a 10 años de cárcel. En 1947 consiguió su
puesta en libertad. Otros científicos fueron ejecutados.
LA TEORIA DE LA RELATIVIDAD
Me es totalmente imposible saltarme este capitulo. El problema es que tampoco me
siento del todo capacitado como para explicar la Teoría de la Relatividad en toda
su dimensión. Así pues, he optado por una visión más divulgativa. Carl Sagan en
su obra “Cosmos” nos da algunas pinceladas interesantes de lo que supone dicha
teoría más allá de su explicación meramente matemática. Aunque ya, en las
primeras páginas os he mostrado un pequeño avance de dicha teoría, dejemos que
Carl Sagan nos conduzca por esta difícil senda.
El espacio y el tiempo están entretejidos. No podemos mirar hacia el espacio sin
mirar hacia atrás en el tiempo. La luz se desplaza con mucha rapidez. Pero el
espacio esta muy vacío y las estrellas están muy separadas. Del Sol al centro de la
Vía Láctea hay 30.000 años luz. De nuestra galaxia a la galaxia espiral más cercana
M31, en la constelación de Andrómeda, hay 2.000.000 de años luz. Cuando la luz
que vemos actualmente de M31 partió de allí hacia la Tierra no había hombres en
nuestro planeta.
Esta situación no es exclusiva del espacio. Si uno mira a una amiga a tres metros de
distancia, no la ve como “ahora” sino como “era” hace una centésima de
millonésima de segundo. Pero esa diferencia es muy pequeña para que cuente.
Las dos naves interestelares Voyager, las máquinas más rápidas que se hayan
lanzado nunca desde la Tierra, se están desplazando ahora a una diezmilésima
parte de la velocidad de la luz. Necesitarían 40.000 años para situarse en la estrella
más próxima. ¿Podemos hacer algo para aproximarnos a la velocidad de la luz?
¿Y más rápido?
Quien hubiese paseado por el paisaje campestre de la Toscana en los años 1890,
hubiese podido encontrarse, quizás, con un adolescente de cabellos algo largos que
había dejado la escuela. Sus maestros en Alemania le habían asegurado que no
llegaría nunca a nada y que lo mejor era que se fuera. En consecuencia se fue y se
dedico a vagabundear por el norte de Italia. Su nombre era Albert Einstein y sus
meditaciones cambiaron el mundo.
El se preguntó que aspecto tendría el mundo si uno pudiese desplazarse sobre una
onda de luz (ver primeras páginas). ¡Viajar a la velocidad de la luz! ¡Que
pensamiento más atractivo y fascinante para un chico de excursión por una
carretera en el campo salpicado con la luz del Sol!
Si uno partía sobre la cresta de una onda, permanecería sobre la cresta y perdería
toda noción de que aquello era una onda. ¿Qué significa exactamente que dos
acontecimientos son simultáneos?
Supongamos que voy en bicicleta y me acerco hacia ti. Al acercarme a un cruce
estoy a punto de chocar, o así me lo parece, con un carro arrastrado por un
caballo. Hago una ese y consigo por los pelos que no me atropelle. Ahora
imaginemos de nuevo este acontecimiento y supongamos que el carro y la bicicleta
van a velocidades cercanas a la luz. Tu estas mirando desde el fondo de la
carretera y el carro se desplaza en ángulo recto a tu visual. Tu ves que me acerco
hacia ti gracias a la luz solar que reflejo. ¿No es lógico que mi velocidad se añada a
la velocidad de la luz, de modo que mi imagen te llegaría mucho antes que la
imagen del carro?¿No deberías verme hacer una ese antes de ver llegar al
carro?¿Es posible que el carro y yo nos acerquemos simultáneamente al cruce
desde mi punto de vista pero no desde el tuyo?¿Es posible que yo evite por los
pelos la colisión con el carro pero que tu me veas dar una ese alrededor de nada y
continuar pedaleando alegremente?
Estas preguntas son curiosas y sutiles. Ponen en tela de juicio lo evidente. Es
comprensible que nadie pensara en ellas antes que Einstein.
Einstein codificó algunas reglas en la teoría especial de la relatividad.
La luz (reflejada o emitida) por un objeto se desplaza a idéntica velocidad tanto si
el objeto se mueve como si esta estacionario. No sumaras tu velocidad a la
velocidad de la luz. Además, ningún objeto material puede desplazarse a velocidad
superior a la luz. No hay nada en física que te impida desplazarte a una velocidad
tan próxima a la luz como quieras; el 99,9% de la velocidad de la luz seria un buen
tanto. Pero por mucho interés que pongas no conseguirás ganar este último punto
decimal. Para que el mundo sea consistente tiene que haber una velocidad cósmica
límite.
A veces oímos hablar de cosas que pueden desplazarse a velocidad superior a la
luz. Se pone como ejemplo, a veces, algo llamado “la velocidad del pensamiento”.
La velocidad de nuestros impulsos a través de las neuronas de nuestros cerebros es
más o menos la misma que la de un carro de burro. El hecho de que los hombres
hayan sido lo suficientemente listos para idear la “relatividad” demuestra que
pensamos bien, pero no creo que podamos enorgullecernos de pensar rápido.
La relatividad especial, elaborada por Einstein a sus veinticinco años, esta
confirmada por todos los experimentos realizados para comprobarla.
Quizás mañana alguien tire por tierra toda esta teoría y demuestre que se puede
viajar más rápido que la velocidad de la luz. Pero lo dudo mucho. La prohibición
de Einstein contra un desplazamiento más rápido que la luz puede chocar con
nuestro sentido común. Pero ¿tenemos que confiar en nuestro sentido común?
Supongamos que hay un lugar donde la velocidad de la luz no tiene un valor real
de 300.000 kilómetros por segundo, sino un valor muy modesto: 40 kilómetros por
hora. Conducimos una moto pequeña. A medida que nuestra velocidad aumenta
empezamos a ver por detrás de los objetos que adelantamos. Si estamos mirando
con la cabeza hacia delante, las cosas que estaban detrás irán apareciendo dentro
del campo delantero de visión. Al acercarnos a la velocidad de la luz, el mundo
toma desde nuestro punto de vista un aspecto muy raro: todo acaba comprimido
en una pequeña ventana circular que esta constantemente delante de nosotros.
Desde el punto de vista del observador estacionario, la luz que nosotros reflejamos
se enrojece cuando partimos y se azulea cuando volvemos.
Todas estas predicciones a primera vista sorprendentes, son ciertas en un sentido
más profundo que cualquier otra cosa en física. Dependen de nuestro movimiento
relativo. Pero son reales, no ilusiones ópticas. También están de acuerdo con
muchos experimentos. Relojes muy precisos transportados en aviones retrasan un
poco en comparación con relojes estacionarios. Los aceleradores nucleares están
diseñados de modo que se tengan en cuenta el aumento de masa producido por el
aumento de velocidad. Una velocidad es una distancia dividida por el tiempo.
Al aproximarnos a la velocidad de la luz no podemos sumar simplemente las
velocidades, como solemos hacer en el mundo de cada día, y los conceptos
familiares de espacio absoluto y de tiempo absoluto, han de hacerse a un lado. Por
esto nos encogemos. Por esto se produce una dilatación temporal.
Al viajar a una velocidad próxima a la de la luz uno apenas envejece, pero los
amigos y parientes que se han quedado en casa siguen envejeciendo a su ritmo
normal. Puesto que el tiempo va más lento a una velocidad próxima a la luz, la
relatividad especial nos proporciona un medio para alcanzar las estrellas. ¿Pero es
posible desde el punto de vista de la ingeniería práctica?
El viaje espacial y el viaje por el tiempo están relacionados. Podemos viajar rápido
por el espacio porque viajamos rápido hacia el futuro. Pero, y del pasado ¿qué?.
Nos estamos desplazando continuamente al futuro a una velocidad de un día por
día. Con naves espaciales relativistas podríamos ir hacia el futuro a mayor
velocidad. Pero muchos físicos creen que un viaje al pasado es imposible. Según
ellos, aunque dispusiéramos de un aparato capaz de ir hacia atrás en el tiempo, no
podríamos hacer nada importante. Si alguien viaja al pasado e impide que sus
padres se casen, evitara haber nacido, lo cual es en cierto modo una contradicción,
porque es evidente que este alguien existe.
Pero otros físicos proponen la posible coexistencia, una al lado de la otra, de dos
historias alternativas, dos realidades igualmente validas: la que uno conoce y otra
en la que uno no ha nacido nunca.
Supongamos que viajamos al pasado y convencemos a la reina Isabel que no diera
su apoyo a Cristóbal Colon. Sin extendernos, esto supone un cambio absoluto en
los acontecimientos históricos.
¿Qué pasaría si la ciencia y el método experimental y la dignidad de los oficios
hubiesen sido cultivados 2.000 años antes de la Revolución Industrial?¿Qué
pasaría si la tradición científica de los antiguos griegos jonios hubiese sobrevivido
y florecido?
A veces pienso que podríamos habernos ahorrado muchos siglos. Quizás las
contribuciones de Leonardo hubiesen llegado hace mil años y las de Albert
Einstein hace quinientos años. Como es lógico en esta otra Tierra Leonardo y
Einstein no habrían nacido nunca.
OTRO MOMENTO DECISIVO
Arno Penzias nació en el seno de una familia judía afincada en la ciudad de
Munich. Cuando tenía seis años de edad, él, sus padres y su hermano fueron de los
últimos judíos en abandonar la Alemania nazi. Penzias obtuvo su licenciatura en
Física y aceptó en 1961 una oferta de empleo en los Laboratorios Bell, y dos años
más tarde se integró en el equipo de expertos encabezado por el tejano Robert
Wilson.
Las instalaciones de Bell disponían de una antena con forma de trompa diseñada
para su empleo en conjunción con el satélite de comunicaciones Echo I. Durante la
primavera de 1964, Penzias y Wilson estaban utilizando la antena con el propósito
de estudiar los niveles de ruido que obstaculizaban las transmisiones del satélite.
Los científicos encargados de la operación debían realizar algunos ajustes y ceñirse
a las señales más potentes que el “ruido”. Se trataba de una molestia que podía ser
ignorada, pero Penzias y Wilson optaron por no hacerlo así. Repararon en que el
ruido no sufría alteraciones por más que variaran la orientación de la antena. Si en
efecto la atmósfera terrestre causaba el ruido, una antena orientada en dirección al
horizonte debería recibir más ruido, debido principalmente a que enfrenta una
porción mayor de atmósfera que una antena apuntada en vertical. Por eso os digo,
cuando salimos con mi telescopio, que un objeto que esta sobre el horizonte se ve
peor que cuando el mismo se encuentra a cierta altura. Penzias y Wilson
concluyeron que o bien el ruido procedía desde más allá de la atmósfera terrestre o
bien se producía en la misma antena. Estaban desconcertados.
En aquel tiempo, si la teoría de la gran explosión era correcta, el universo estaba
muy caliente, pero actualmente la temperatura de radiación habría descendido
hasta situarse unos 5 grados por encima del cero absoluto. Tal predicción no fue
verificada, fundamentalmente porque resultaba extremadamente difícil observar
dicha radiación.
Paralelamente, en la Unión Soviética, se había llegado a la conclusión de que, en
virtud de la abundancia de hidrógeno, helio y deuterio que se observaba hoy en
día, el universo debería haberse originado tras una gran explosión ocurrida a muy
altas temperaturas, registrando actualmente una temperatura de fondo escasos
grados por encima del cero absoluto.
¿Cuál es la fuente de esa radiación? Según la teoría de la gran explosión, el
universo en sus primeros estadios estaba completamente lleno de radiación
electromagnética. Su temperatura era excesivamente elevada, alcanzando valores
de billones de grados. Con la expansión del espacio y el consiguiente estiramiento
de las longitudes de onda, sufrió desviaciones en su espectro. El universo se fue
enfriando paulatinamente.
Penzias y Wilson habían descubierto la radiación cósmica de fondo y compartieron
el Premio Nobel por el descubrimiento.
Todo parecía encajar y avalar la teoría de la gran explosión. El descubrimiento de
que los quasares, que los teóricos consideran galaxias en un estado de formación
incipiente, solo existen a enormes distancias de la Tierra asimismo contribuyo a
favorecerla. De acuerdo con los postulados de la teoría del estado estacionario, las
galaxias mueren periódicamente y son reemplazadas por otras galaxias formadas a
partir de materia nueva. Si así fuera, y los cuásares constituyen una parte del
proceso de formación de una galaxia, deberían hallarse uniformemente
distribuidos en las zonas cercanas y en las más alejadas de la Tierra, así como en
todo el Universo. El hecho de que no ocurra así habla en contra del estado
estacionario y favorece la teoría de la gran explosión. La distancia que nos separa
de los quasares en el espacio tiempo indica que solo existieron cuando el universo
era mucho más joven, de lo cual deducimos que tan particular fase de la formación
de una galaxia únicamente aconteció en un pasado muy remoto, que no ha vuelto a
darse en periodos posteriores de la historia del universo y que en la actualidad
tampoco se produce. En fin, que el universo no se repite.
En un tiempo pequeñísimo con posterioridad a la gran explosión, algo causó que la
gravedad se convirtiera en una fuerza de repulsión enorme. En lugar de retener la
materia frente al movimiento expansivo del universo, habría acelerado dicha
expansión durante un periodo brevísimo, una fracción de segundo casi
inimaginable, provocando una inflación violentamente expansiva. Una vez
finalizado el periodo de inflación, el universo seguiría expandiéndose de una más
familiar y sosegada.
Infla ligeramente un globo. Así queda representada la expansión del universo antes
del periodo inflacionario. Detente un instante para marcar un punto rojo en la
superficie del globo. A continuación coloca el globo en una bomba de hinchado
rápido y acciónala hasta que alcance la potencia máxima. El globo adquiere un
tamaño reseñable. El pequeño punto rojo se habrá magnificado. Imagina ahora
que el globo en su totalidad no representa todo lo que observamos ni incluso lo que
observamos del universo. Lo hace el punto rojo. Así, la teoría de la inflación nos
pide que creamos que aquello que normalmente llamamos “el universo” tan solo se
corresponde con una fracción mínima de todo lo que existe.
Un tercer y pertinaz problema que sembró el desconcierto entre los teóricos
partidarios de la teoría de la gran explosión tras el descubrimiento de Wilson y
Penzias consistía en dar respuesta a como un universo aparentemente tan
uniforme cuando contaba 300.000 años de edad se había transformado en algo tan
diverso y atomizado. En mediciones sucesivas los investigadores hallaron que la
radiación cósmica de fondo que se resolvía en forma de microondas presentaba
temperaturas frustrantemente uniformes. La temperatura era la misma en
lecturas tomadas al límite de la observabilidad y en todas las direcciones. Esto
significaba que el universo primitivo debía haber sido extremadamente liso,
carente de protuberancias, agrupamientos e irregularidades que, de haber
existido, indefectiblemente se revelarían en forma de fluctuaciones térmicas.
¿Cómo pudo haber evolucionado entonces el universo hasta presentar galaxias,
estrellas y planetas?
Para resumir su historia tal como se deduce de esta teoría y pasada por el tamiz de
la teoría de la inflación diremos que todo lo que observamos o lo que podemos
observar se inicio en un estado de compresión de inusitada densidad. Se produjo
un gran estallido y todo, el espacio en si mismo, comenzó a expandirse. Tras un
breve intervalo de rapidísima inflación, la expansión se ralentizó y prosiguió de
manera más reposada. Todo se disperso y se enfrió. Todo era liso y virtualmente
homogéneo a excepción de algunas arrugas muy tenues o “fluctuaciones en su
densidad”. Al tiempo que la expansión persistía, la atracción gravitacional en
aquellas regiones donde ya se habían producido concentraciones de materia, con el
consiguiente aumento de la densidad, acumuló más y más materia y así, en el
decurso del tiempo, se formaron las estrellas, las galaxias, las constelaciones y los
supergrupos de galaxias unidos entre si en virtud de la fuerza gravitacional.
FOTO LUNAR SACADA DESDE EL APOLLO X
HAWKING, AGUJEROS NEGROS Y OTRAS HISTORIAS PARA NO DORMIR
Y LEER DE NOCHE.
De todos es conocida la historia de Stephen Hawking. Una enfermedad de las
neuronas motoras le impide todo movimiento y lo mantiene postrado en una silla
de ruedas, lo cual no es óbice para que posea la más preclara y ágil de todas las
mentes.
A los 17 años ingresó en Oxford, donde tardó en integrarse. Estudió Ciencias
Naturales en la especialidad de Física. Decidió presentarse para la Universidad de
Cambridge, lo cual le permitiría trabajar con Hoyle, el gran cosmólogo del
momento, y fue aceptado siempre que sacase un sobresaliente. Ningún problema.
Solo en el ultimo momento le fallo la confianza en si mismo. Paso la noche en
blanco y se equivoco en algunas respuestas. Su nota estaba entre el notable y el
sobresaliente, así que se le llamo para hacerle una entrevista. Cuando se le
pregunto sobre sus proyectos respondió:
“Si consigo un sobresaliente, iré a Cambridge; si me dan un notable seguiré en
Oxford, así que confío en que me den un sobresaliente”.
Su llegada a Cambridge fue aun peor. No fue incluido en el equipo de Hoyle,
desprecio que jamás olvidaría y por encima Hawking ya no era un estudiante
estrella. Para colmo, ese año se le diagnosticó la ELA (Esclerosis Lateral
Amiotrófica) que le marcaría para el resto de su vida. En 1965, con 23 años se casó
con Jane, su gran apoyó y con la que tuvo tres hijos.
Los grandes descubrimientos de principios de los años veinte, la relatividad y la
teoría de la mecánica cuántica, habían transformado nuestra visión del mundo
subatómico. ¿Quién podría haber concebido la existencia de agujeros negros,
agujeros invisibles en el universo, dentro de los cuales el espacio y el tiempo
sencillamente desaparecían?
Hawking había observado que la relatividad no armonizaba con la física en el nivel
de la mecánica cuántica, y que era incapaz de explicar los agujeros negros. Su
investigación en este campo iba a producir un gran resultado.
Cuando una estrella se colapsaba bajo la fuerza de su propia gravedad, ocurrían
ciertas cosas. De acuerdo con la teoría de Einstein sobre el efecto de la gravedad
sobre la luz, a partir de un cierto grado el efecto de la fuerza de la gravedad se
incrementa hasta el punto de que nada, ni siquiera la luz, es capaz de escapar de
su campo gravitatorio. Este punto se alcanza cuando la estrella se colapsa hasta el
límite de un radio determinado, que depende de su masa. Este radio es el punto en
el que una estrella que se colapsa se convierte en un agujero negro. (En el caso del
Sol cuyo radio actual es de 700.000 km, se convertirla en un agujero negro si su
radio se contrajese hasta una longitud de 3 km).
Einstein rechazó estos hallazgos de Schwarzschild. Hubble empezó a estudiar en
Monte Wilson los desplazamientos hacia el rojo de más de una docena de galaxias
diferentes. Hubble descubrió que la velocidad a la que aquellas galaxias se
alejaban era mayor cuanto más alejadas estaban de la Tierra.
Esta fue la primera prueba directa de un universo en expansión. Para entonces las
purgas de Stalin estaban en pleno apogeo. Muchos científicos rusos fueron
condenados a muerte o a cárcel por defender estas teorías. Volvíamos otra vez a la
cerrazón que ya sufrió Galileo y sus contemporáneos.
Según Oppenheimer, cuando una gran estrella deja escapar su carburante nuclear
y arde, entonces implosióna bajo su propia fuerza gravitatoria. Llega un momento
en que se contrae hasta su radio crítico, de donde ni siquiera los rayos de luz
pueden escapar de su superficie. En este punto la estrella se aísla del resto del
universo y se crea el llamado “horizonte de sucesos de un sentido”: las partículas y
la radiación pueden entrar, pero nada puede escapar de ella. Se forma una
singularidad espacio-tiempo, según la cual la dimensión espacial y la dimensión
temporal asociada sencillamente desaparecen. No hay forma de saber que
ocurriría dentro de este horizonte.
John Wheeler publicaba un artículo sobre el modo de obtener la fisión nuclear, es
decir, el mecanismo necesario para producir la bomba atómica. Wheeler acabaría
trabajando en la bomba atómica, pero cuando acabo de estudiar como destruir el
planeta Tierra, dirigió su atención al Universo. Wheeler era un extremista de
derechas, en tiempos de la caza de brujas anticomunista que había emprendido
MacCarthy. Wheeler iba a dar un paso más y bautizaría a este objeto totalmente
colapsado con el nombre de “agujero negro”. Para él, si era posible saber que
ocurría allí dentro. Allí tenía lugar una unión de la relatividad con la física
cuántica.
En los años 50. Hoyle había rechazado irónicamente la idea de la gran explosión
con un despreciativo “la teoría del Big Bang”, nombre que ha permanecido hasta
nuestros días. Hoyle, como ya sabéis estaba a favor de la teoría del estado
estacionario.
En una celebre ocasión dio una conferencia en la Royal Society de Londres antes
de haber realizado los cálculos que apoyaban sus aseveraciones. Hawking decidió
acudir. Cuando Hoyle pregunto al auditorio si alguien tenia alguna duda, un frágil
joven con gafas, recién licenciado, se puso trabajosamente en pie con la ayuda de
un bastón. Los más de cien asistentes, se volvieron para mirar a quien se atrevía a
interrogar a la celebridad.
- La cantidad de la que usted habla diverge, dijo Hawking.
Si esto era así, la conferencia era una tontería.
- Por supuesto que no diverge.
- Si lo hace.
- ¿Cómo lo sabe?
- Porque he encontrado una solución.
Algunas risitas se escucharon en el auditorio.
Según Roger Penrose, una gran estrella implosiona hasta su horizonte de sucesos,
donde se convierte en un agujero negro, pero esta seguiría comprimiéndose. A
medida que aumentaba la intensidad del campo gravitatorio, la luz, la materia y el
espacio-tiempo serían atraídos dentro de él con cada vez mayor intensidad que
alcanzaría un volumen cero y densidad infinita.
En otras palabras, desafiaría las leyes de la gravedad hasta el punto de tener masa,
pero no dimensión.
Todo esto ocurriría dentro del horizonte de sucesos, y sería, por tanto,
inobservable.
Hawking se preguntó que ocurriría si, de alguna forma un agujero negro se
volviese del revés. Entonces aplicó esta idea al universo entero. ¿No seria el
universo en expansión una gigantesca estrella que implosionaba al revés?.
El tiempo desaparece en el interior de un agujero negro: si se invierte este proceso,
supondría la creación del tiempo.
En este punto se produciría el Big Bang, el mismo acto de la creación, ni más ni
menos. Hawking logró demostrar que en el pasado se produjo una singularidad
que dio origen al tiempo. Y si el universo detenía su expansión y comenzaba a
contraerse, acabaría por implosionar y terminar en una singularidad, el llamado
Big Crunch.
A sus 32 años, Hawking tuvo su famoso momento “eureka”, que le puso en el
camino de su mayor descubrimiento. Hawking se empezó a preguntar sobre que
les ocurriría a los rayos de luz en el horizonte de sucesos de un agujero negro.
Sabía que los rayos de luz que forman el horizonte de sucesos, la superficie de un
agujero negro, no pueden jamás aproximarse unos a otros porque están en
suspensión. No puede escapar ni ser absorbido por el agujero negro. El área de la
superficie de un agujero negro nunca disminuye. Incluso si dos de ellos se juntan,
nunca se absorberán el uno al otro; por el contrario, su superficie total
permanecerá igual o aumentará, pero nunca podrá disminuir. Sus implicaciones
iban a cambiar de arriba abajo la noción de lo que era un agujero negro.
El comportamiento de la superficie de los agujeros negros guardaba una
sorprendente relación con la segunda ley de la termodinámica. Según esta ley, la
entropía (o el desorden) dentro de un sistema aislado siempre será igual o
aumentará, por lo que cuando dos de estos sistemas se unen, la entropía del
sistema combinado es mayor que la suma de las entropías de los sistemas
individuales. El caos permanecerá igual o aumentara, pero nunca disminuirá.
Por ejemplo, en una casa si no se arregla habitualmente el desorden aumenta; si se
nos cae un vaso, los cristales rotos no se unen por si solos. La entropía determina la
dirección que un proceso irreversible debe seguir.
La mecánica cuántica proporcionaba una clave fundamental para explicar la
verdadera naturaleza de los agujeros negros.
En primer lugar, es necesario entender algo de mecánica cuántica. El gran
descubrimiento de Heisenberg fue el principio de incertidumbre, que establece que
es imposible determinar simultáneamente la posición e impulso de un electrón .
Esto ocurre cuando intentamos determinar la posición precisa de un electrón. Esta
partícula es tan pequeña que solo puede detectarse mediante algo que tenga una
longitud de onda suficientemente pequeña, como los rayos gamma. Pero cuando
estos rayos chocan con el electrón, afectan a su velocidad de un modo
impredecible.
Este principio produce asombrosos resultados cuando los aplicamos al espacio:
- El espacio también es un campo
Probablemente el espacio esta por definición vacío, es un vacío. De acuerdo con el
principio de incertidumbre esto no puede ser así.
Ningún campo puede medir exactamente cero, porque representaría una medida
exacta de su valor y de su velocidad, lo cual es imposible según el principio de
incertidumbre. Sin embargo, si queremos un espacio vacío, el campo ha de ser
exactamente cero.
En el espacio siempre habrá una mínima incertidumbre. Ya que no podemos tener
nada, en su lugar tenemos pares de partículas virtuales. Estos pares consisten en
una partícula y una antipartícula, una positiva y la otra negativa. Eso explica las
pequeñas oscilaciones por encima y por debajo de cero.
Basándose en esto, Hawking especuló sobre lo que ocurría en la superficie de un
agujero negro, en el horizonte de sucesos. Este espacio contendría también pares
de partículas virtuales, pero antes de anularse unas a las otras, serian afectadas
por el agujero negro, que atraería a la partícula negativa expulsando
simultáneamente la partícula positiva.
Pero Hawking llegó a más. “Un agujero negro tenía tiempo, entropía, y esta
entropía aumentaba como cualquier otra. Esto significa que un agujero negro
acabaría evaporándose en radiación pura o, en otras palabras, al final
explosionaría”
Un mes después apareció en la revista Nature un articulo bajo el titulo “¿Estallan
los agujeros Negros?”. Fue comparado con el artículo de Einstein sobre la teoría
general de la relatividad.
Su enfermedad empeoró y su situación económica debido al aumento de gastos se
hizo imposible. Así pues a Hawking no le quedo más remedio que escribir libros de
divulgación y dejarse ayudar por distintas asociaciones que se prestaron a ello al
conocer su caso.
A principios de los años ochenta, Hawking comenzó a dictar algunas ideas para un
libro divulgativo sobre cosmología con el que pretendía ganar algún dinero para
pagar la matricula del colegio de su hija. En 1985 había terminado el primer
borrador.
Pero Hawking tendría una recaída. Los doctores descubrieron que tenia bloqueado
uno de sus conductos respiratorios y que sufría una neumonía. Hawking
necesitaba ventilación para respirar. No podría vivir si no se le practicaba una
traqueotomía. Salvaría su vida pero perdería el habla. Jane decidió que la vida de
su marido era más importante que nada de lo que tendría que decir, por mucho
que temblaran los cimientos del universo.
Hawking actualmente habla a través de un sintetizador. En 1987. Hawking
terminó su famoso libro sobre la cosmología. Historia del tiempo: del big bang a
los agujeros negros. El libro obtuvo ventas millonarias. En 1990 el matrimonio de
Hawking se rompió.
A este hombre que en su juventud le dieron “meses de vida”, le ha dado tiempo, no
solo ha sorprendernos con sus teorías, sino a sorprendernos con su fortaleza.
A Hawking jamás le darán el Premio Nobel. Cuando se creo este premio la ciencia
se limitaba a algo que podía probarse mediante observación o experimento. El
trabajo de Hawking no puede probarse. El no puede decir “yo estuve allí, yo vi el
principio del universo” “yo estuve dentro de un agujero negro”.
Actualmente Hawking, postrado en su silla de ruedas, pegado a la pantalla de su
ordenador, sin poder sujetar su cabeza, trabaja en el Departamento de
Matemática Aplicada y Física Teórica. Allí tiene un póster de Marilyn Monroe y
cada poco tiempo una enfermera pasa a su despacho para comprobar que todo va
bien.
A las cuatro de la tarde, tiene lugar el ritual diario de la hora del té. Hawking es
conducido hasta la sala de reuniones. Los jóvenes investigadores allí reunidos
charlan animadamente e intercambian impresiones. La figura central de este
grupo se sienta en una silla de ruedas con un babero. Una enfermera le sostiene la
taza con una mano y la cabeza con la otra, inclinándosela de vez en cuando para
que beba.
Alguien del grupo suelta el típico comentario estudiantil de mal gusto y la figura de
la silla de ruedas deja asomar su sonrisa de oreja a oreja. Está en su elemento. No
podía ser de otra manera.
Existen muchas más historias. Pero me he prometido ceñirme solamente a aquello
que sea destacable, o que yo así lo crea. Debo reconocer, de todas maneras, que
tengo tendencia a pensar que casi todo en astronomía lo es. Pero como estáis
comprobando estoy siendo muy riguroso conmigo. Sigamos preguntándonos más
cosas.
¿Qué edad tiene el universo? ¿Cuál es su futuro?
La densidad de la masa del universo alude a la cantidad de materia presente por
metro cúbico, promediada en todo el universo observable. Obviamente la materia
se distribuye de manera irregular. Una manera de determinar la densidad
promedio consistiría en contabilizar la masa total del universo y luego dividirla
por el número de metros cúbicos que suma su volumen. A primera vista podría
parecer una empresa ridículamente difícil.
Otra manera para acometer el cálculo de la densidad de masa promedio requiere
el estudio del funcionamiento aparente del universo, en otras palabras, establecer
cuán rápida es su expansión, si aumenta su velocidad o si se ralentiza, como parece
afectar la gravedad a diferentes partes del universo y que otras fuerzas al margen
de la gravedad entran en juego.
Llamemos a la densidad de masa, omega. Veamos como la densidad de masa
(Omega) afecta al futuro del universo.
Si Omega supera la unidad (más de un átomo de hidrógeno por una decena de
metros cúbicos en todo el espacio), el universo finalmente detendrá su expansión y
empezará a contraerse.
Si Omega es inferior a la unidad... el universo se expande indefinidamente.
Si Omega es igual a uno.... el universo se expande exactamente a la velocidad
necesaria para evitar su repliegue.
Wendy Freedman nació en Toronto, Canadá, y obtuvo su doctorado en astrofísica
y astronomía también en Toronto. Seguidamente obtuvo una beca de investigación
para trabajar en los Observatorios Carnegie. En 1987 fue la primera mujer que
consiguió entrar a formar parte del cuerpo docente estable de dicha institución,
donde lleva a cabo su trabajo a fecha de hoy.
El Extragalactic Distance Scale Key Project, capitaneado por Freedman, tiene
entre sus objetivos principales la medición de las distancias Cefeidas a 20 galaxias
mediante el telescopio Hubble (si esa maravilla que esta en el espacio y que nos
manda fotografías tan bonitas).
En 1994 Freedman y sus colaboradores estaban enfrascados en la medición más
exacta de la distancia al centro de la superconstelación de Virgo. Hallaron 20
Cefeidas en la galaxia espiral M100 de la constelación de Virgo. Los datos del
Hubble revelaban que estas Cefeidas distan aproximadamente 56 millones de años
luz de la Tierra.
A partir de esta nueva medición de la distancia y de la velocidad de retroceso de la
M100 (deducida de su desviación al rojo), Freedman y sus colegas calcularon un
nuevo valor para la constante de Hubble, en torno a los 80 km por segundo por
magapársec.
Allan Sandage había calculado un valor de 50. Así comenzó uno de los más
acalorados debates de la astronomía moderna.
El nuncio de Freedman produjo gran convulsión. Los hallazgos del Hubble
generaban una situación bochornosa. Si en verdad el universo se expande a una
velocidad notablemente superior a la que se había dado por buena,
consecuentemente no habrá transcurrido tanto tiempo desde el momento de la
gran explosión, sin duda menos de los 10.000-20.000 millones de años que la
mayoría de los expertos establece. Dependiendo de la densidad de la materia del
universo, una constante de Hubble de 80 comporta que la edad del universo será
entre 8.000 y 12.000 millones de años, muy probablemente cercana a los 8.000. Si
algunas de las estrellas más ancianas tienen 14.000 años de edad, resulta evidente
que algo no encaja. El universo no puede ser más joven que las estrellas que en él
habitan.
En 1929, el propio Hubble calculó la constante que lleva su nombre atribuyéndole
un valor de 500 km por segundo por megapársec, hecho que hacia un universo
excesivamente joven.
En los ochenta, se habían estabilizado los cálculos cerca de los 50 y la edad del
universo entre 15.000 y 20.000 millones de años.
En Chile, se logró medir los restos en expansión correspondientes a cinco
supernovas y se ponderó el universo entre 9.000 y 14.000 millones de años.
Los astrónomos otorgan un amplio margen de error en cálculos de esta índole. Sin
embargo, las estrellas no cobraron vida en el preciso instante en que se originó el
universo. Estimar que las estrellas poseen la misma edad que el universo es algo
del todo insatisfactorio. Un colchón de al menos 1.000 millones de años tras el
principio les proporcionaría un periodo cómodo en el que formarse. A modo
aclaratorio os diré que una constante de Hubble de 50 sitúa la edad del universo
alrededor de los 15.000 millones de años; valores en torno a 70 u 80 describen un
universo mucho más joven, de 10.000 millones de años o menos.
También se cuestiono que la razón a la que Virgo se mueve alejándose de nosotros
constituyera un indicador dependiente de la velocidad de retroceso global del
universo. Todo indica que Virgo se aleja más rápidamente que el resto del
universo. ¿Cómo extraer de tan complicado escenario la proporción exacta del
movimiento directamente atribuible a la expansión del universo?
Pero supongamos que la constante de Hubble en última instancia bosqueja un
universo más joven que algunas de sus estrellas. Tal vez nos parezca fácil imaginar
la rapidez con que el universo se expande, siendo ésta el resultado entre la
gravedad (que trabaja en pos de la contracción del universo) y la energía de
expansión provocada por la gran explosión (que lo dispersa). Puede haber o no
haber un tercer componente: el viejo “error” de Einstein.
Si la constante cosmologica es un número positivo, será cierto que contrarresta la
gravedad, si es de signo negativo, entonces el efecto se decantará del lado de la
gravedad. En caso de ser cero, no hará ni una cosa ni la otra.
La constante cosmologica parece trabajar simultáneamente en ambos sentidos,
favoreciendo tanto la contracción como la expansión. Con todo, lo que parece una
contradicción no lo es en realidad, debido fundamentalmente a la manera en que la
constante cosmologica se integra en la ecuación para Omega.
Las teorías de la mecánica cuántica (el estudio de las partículas más pequeñas:
átomos, moléculas y demás partículas minúsculas) dicen que en todos los puntos
del universo las partículas cobran vida y dejan de existir espontáneamente. Su
periplo vital es inusitadamente breve. No obstante, el “espacio vacío” rebosa
energía. Y la expresión “espacio vacío” no solo alude a esa oscuridad remota que
copa el espacio interestelar. La energía cuantica llena la enorme cantidad de
espacio vacío. Para Einstein, la constante cosmologica tan solo era un artificio
matemático, para eludir la disyuntiva que se planteaba entre un universo en
expansión o bien en contracción. Decidió que se trataba de un error. Dado que el
universo se esta expandiendo. Después de su visita a Hubble en el Monte Wilson en
el año 1931. Einstein opto por desechar la idea, tildándola de “teóricamente
insatisfactoria”. Pero esta no se desvaneció.
Al cabo de no mucho tiempo resultó evidente que, si Einstein estaba en lo cierto al
señalar a la masa como principal causante de la curvatura del espacio tiempo, y si
en efecto existe la energía del vacío, entonces hace ya mucho tiempo que la energía
del espacio debería haber enroscado el universo hasta convertirlo en una bola
diminuta o en algo incluso menor, o también, en su defecto, haber dirigido la
expansión de tal modo que los átomos ( y mucho menos las galaxias) jamás
hubieran podido haberse formado. Aun confiriendo valores muy pequeños a la
constante cosmologica ¿cómo se habría formado el universo tal como lo conocemos
hoy? Así pues se podía pensar que su valor debía ser cero. Por cierto ese cero no
descalifica la existencia de la energía del vacío, únicamente significa que, por causa
de alguna extraña coincidencia, las magnitudes positivas y negativas
correspondientes a dicha energía del vacío se cancelan exactamente.
Incluso antes de que recientes descubrimientos determinaran que el universo
puede estar expandiéndose a una velocidad superior a la prevista, los astrofísicos
de finales del siglo XX volvieron a sentir ese escozor que provoca el dial de la
constante cosmologica. Existía la posibilidad de que solucionara algunos
problemas hasta ahora inabordables como, por ejemplo, la cuestión de la materia
oscura, todavía en paradero desconocido.
En 1990, Michael Turner propuso una fórmula para aproximarse a la densidad
crítica: a grandes rasgos estipulaba un 5% de materia ordinaria, un 25% de
materia oscura fría (incluyendo las materias de naturaleza invisible), y un 70% de
la constante cosmologica. En opinión de Turner, la energía de la constante
cosmologica podría compensar parte de la masa desaparecida y funcionaria a
modo de freno para la expansión cósmica, equilibrando así las cosas de tal manera
que el universo no llegaría nunca a replegarse ni podría expandirse hasta producir
una inmensidad aun más oscura, diluida y fría.
Tras los descubrimientos de Freedman, los físicos empezaron a considerar
seriamente la posibilidad de que la constante cosmologica no fuera de magnitud
cero. El ajuste del dial y de la energía de la constante cosmologica con respecto al
tiempo bien podría causar alteraciones en la velocidad de expansión del universo.
Si la expansión era más lenta en el universo joven, las estrellas y otras estructuras
de mayor tamaño habrían dispuesto de más tiempo para su formación y
desarrollo. Posteriormente, la energía de la constante cosmologica podría haber
influido en el hecho de que la expansión se acelerara.
Así las cosas y pese a que una constante cosmologica distinta de cero parecía cada
vez más tentadora dado su poder aclaratorio, todavía existía un obstáculo muy
importante: nadie hasta la fecha había logrado encontrar la evidencia
observacional directa de que su valor fuera distinto de cero.
En 1996 un equipo internacional llevo a cabo varias simulaciones con el propósito
de elucidar si las fluctuaciones en la temperatura observadas en el universo
primitivo podrían proceder de la bola de fuego de la gran explosión, donde todo
presentaba una uniformidad casi absoluta, y haber originado las galaxias, las
constelaciones y los vacíos del presente.
El punto de partida en estos simulacros es el universo tal como se supone que era
300.000 años después de la gran explosión (Big Bang). Entonces se originaron las
microondas de la radiación cósmica de fondo (radiación que Penzias y Wilson
detectaron en 1964). En el año 1992 George Smoot y sus colegas habían sido
capaces de distinguir arrugas en el cosmos, fluctuaciones mínimas de energía
pronosticada por la teoría de la gran explosión. De no existir estas irregularidades,
hubiera constituido un tejido completamente liso. El equipo internacional simuló el
crecimiento de estas arrugas iniciales.
Los resultados obtenidos reforzaban la posibilidad de que la constante cosmologica
debería en verdad convocarse desde un estado de incertidumbre.
Si tiene o no tiene límite el universo, y qué hay más allá, en caso de que lo haya, son
cuestiones que se remontan a épocas muy antiguas. Si el espacio no tiene límites y
es por tanto infinito, y contiene un número infinito de estrellas, el cielo nocturno
debería brillar tanto como el Sol. Y no es así. No seremos los primeros en
preocuparnos por este asunto ni seremos los últimos. Supongamos que el universo
es infinito pero no el número de estrellas, y que las estrellas están limitadas dentro
de una suerte de sistema localizado en el “interior” del espacio infinito. Ello
suscitaría otro problema: su sistema acabaría por replegarse como consecuencia
de su atracción gravitacional mutua. Intentemos solventar este obstáculo diciendo
que el sistema de estrellas rota y que su fuerza centrífuga evita el desplome. Sin
duda alguien se preguntará: ¿Alrededor de qué rota si se trata de lo único que
contiene el universo infinito?
En un universo donde a muy gran escala todo se mueve alejándose de todo lo
demás, si invertimos el sentido de la marcha del tiempo y viajamos hasta el
principio, hallaremos que las cosas se concentran más y más. A finales de la década
de los sesenta, Hawking, partiendo del trabajo acerca de los agujeros negros,
demostró que “si la relatividad general es correcta, cualquier modelo razonable de
universo debe empezar con una singularidad”, esto es, un punto en el que todo lo
que podemos observar luego en el universo se hallaba comprimido y presentaba
una densidad infinita. En dicha singularidad la curvatura del espacio tiempo
también habría sido infinita. Una singularidad constituye un callejón sin salida.
Las teorías físicas no pueden trabajar con valores infinitos. Huelga decir que ante
semejante obstáculo, los físicos, se sienten sumamente incómodos.
Ahora surge un nuevo desafío: el índice de expansión parece acelerarse. ¿Podría
esto suceder en un universo sin limites como el que postulan Hartle y Hawking?
¿O acaso descarta su modelo?.
Un índice de expansión que se acelera tal vez implique que nuestro universo es
“abierto” y que se expandirá siempre. Un universo sin limites análogo (aunque con
más dimensiones) a la forma de una esfera (como la Tierra) no se expandirá
indefinidamente. Es un universo “cerrado”, un sistema que finalmente se repliega
e inicia la “gran contracción”.
Procedimos a inflar ligeramente un globo imaginario que representaba la
expansión del universo previa al inicio del periodo inflacionario, hicimos una
pausa para marcar la superficie del globo con un punto rojo muy pequeño, y
entonces se infló el globo hasta que alcanzó una dimensión considerable. El punto
rojo creció enormemente. Era el punto rojo, y no el globo, que representaba la
totalidad del universo observable. Nuestro “universo” resultó ser solo una ínfima
fracción de todo lo existente. Dibujar un gran número de puntos rojos por la
superficie del globo. Cada uno responderá de diferente manera. Algunos ni
responderán. Quizá solo uno de ellos se expanda. En caso de que esto ocurra, ese
punto será nuestro universo.
¿Qué sucedió entonces con los puntos restantes? ¿Acaso constituyen universos?
¿Existe alguna manera para viajar desde un globo o desde un punto a otro?
La idea de los “agujeros de gusano” no es nueva, así como tampoco lo es la noción
de que tal vez permitan viajar hasta regiones y tiempos muy distantes en el
universo o incluso otros universos. Los hay, incluyendo el propio Hawking, que
gustan de citar la máxima de la teoría cuantica que asegura que aquello que no
esta prohibido puede ocurrir y de hecho ocurrirá algún día.
El globo cósmico podría desarrollar en su interior un cúmulo minúsculo, que a su
vez se convertiría en otro globo pequeño unido a su globo progenitor a través de un
cuello muy estrecho. Este cuello es un agujero de gusano y el globo un universo
bebe. Así hasta existir un laberinto sin fin de ellos.
Einstein dijo que el don de la fantasía era esencial para su trabajo. Pero estas
propuestas no son ciencia-ficción. Muy al contrario, se trata de la fantasía atada al
mundo conocido por medio de esos fornidos tensores que son las ecuaciones
matemáticas. En cualquier caso, nadie sabe si estas teorías serán recordadas como
meras curiosidades científicas, como ya sucediera con la relación que estableció
Kepler entre las orbitas planetarias y las líneas melódicas, o si al igual que sus
leyes del movimiento planetario llegaran a convertirse en algunos de los avances
más significativos de toda la historia de la ciencia.
LA IMPRESIONANTE CABEZA DE CABALLO EN ORION
EPILOGO
Este “paseo por el cosmos” no ha sido en absoluto mérito mío. El único mérito que
se me puede otorgar son las muchas horas que he pasado resumiendo y
recopilando diversos textos.
Espero que, después de leerlo, os pueda llevar al “horizonte de sucesos” del
conocimiento astronómico.
Cuando yo leí, hace ya tiempo, algunas de estas cosas, me quede desconcertado. Y
reflexione mucho. Si esta es la sensación que habéis tenido en algún momento, ya
no me cabe la menor duda, que cuando se os exponga alguna teoría de astronomía
“difícil de comprender en un primer momento”, ya no diréis: “no puede ser”.
Vuestra respuesta igual que la mía será: ¿Y por qué no?
Luis Alonso González