La Familia del Sol COMITÉ DE EDICIONES DEDICATORIA EPÍGRAFE PRÓLOGO I. EL INICIO II. PRIMEROS III. LA EDAD DE IV. EL SISTEMA

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1 1 La familia del Sol La Familia del Sol Autores: JULIETA FIERRO / MIGUEL ÁNGEL HERRERA SELECCIÓN PASOS ORO SOLAR COMITÉ DE EDICIONES DEDICATORIA EPÍGRAFE PRÓLOGO I. EL INICIO II. PRIMEROS III. LA EDAD DE IV. EL SISTEMA APÉNDICE BIBLIOGRAFÍA GLOSARIO CONTRAPORTADA

2 2 C O M I T É D E S E L E C C I Ó N Dr. Antonio Alonso Dr. Gerardo Cabañas Dr. Juan Ramón de la Fuente Dr. Jorge Flores Valdés Dr. Leopoldo García-Colín Scherer Dr. Tomás Garza Dr. Gonzalo Halffter Dr. Raúl Herrera Dr. Jaime Martuscelli Dr. Héctor Nava Jaimes Dr. Manuel Peimbert Dr. Juan José Rivaud Dr. Julio Rubio Oca Dr. José Sarukhán Dr. Guillermo Soberón Coordinadora: María del Carmen Farías

3 3 E D I C I O N E S Primera edición, 1988 Segunda edición, 1990 Quinta reimpresión, 1996 La Ciencia para Todos es proyecto y propiedad del Fondo de Cultura Económica, al que pertenecen también sus derechos. Se publica con los auspicios de la Secretaría de Educación Pública y del Consejo Nacional de Ciencia y Tecnológica D.R y 1989 FONDO DE CULTURA ECONÓMICA, S. A. DE C. V. D.R FONDO DE CULTURA ECONÓMICA Carretera Picacho-Ajusco 227,14200 México, D.F ISBN Impreso en México D E D I C A T O R I A A NUESTROS HIJOS

4 4 E P Í G R A F E... Y así, el Sol, como sentado en un trono real, rige a la familia de planetas que gira a su alrededor. NICOLÁS COPÉRNICO Sobre las órbitas de los cuerpos celestes, capítulo X. P R Ó L O G O El 4 de octubre de 1957 el mundo entero se conmocionó por una noticia sensacional: el primer satélite artificial de nuestro planeta acababa de ser puesto en órbita por la Unión Soviética. El sueño de conquistar el espacio, un sueño largamente acariciado por el hombre, comenzaba a hacerse realidad. El Sputnik I una esfera metálica de 58 centímetros de diámetro y 84 kilogramos de peso, provista de antenas emitía señales de radio desde el espacio mientras giraba en torno a la Tierra a razón de una vuelta cada 96 minutos. Había nacido la era espacial! El lanzamiento cayó como duchazo de agua fría sobre los científicos estadounidenses, entre cuyos planes se contemplaba, como parte del Año Geofísico Internacional, un lanzamiento similar en Aún no se reponían de la sorpresa cuando el 3 de noviembre, apenas un mes más tarde, un segundo satélite soviético era puesto en órbita. El Sputnik II, con sus 540 kilogramos de peso, no sólo era mucho mayor que el primero, sino que, además, llevaba un "pasajero": la célebre perrita Laika, que había de convertirse seis días más tarde en la primera víctima de la

5 5 investigación espacial, cuando hubo de ser sacrificada ante la imposibilidad de recuperar el artefacto. En principio, la investigación científica no debería mezclarse con consideraciones políticas, pero los espectaculares logros soviéticos provocaron una reacción inmediata en la política interna de las potencias occidentales: se recalcó la enseñanza de las ciencias en todos los niveles, se impulsó su difusión y, desde luego, se aceleró el desarrollo del programa estadounidense de satélites. Bajo la presión de la opinión pública, el Congreso brindó todo el apoyo necesario; se trabajó a marchas forzadas y, finalmente, el primer satélite artificial estadounidense, el Explorer I, de 14 kilogramos de peso, órbita la Tierra el 31 de enero de Figura 1. La nave soviética Sputnik II transportó el primer pasajero espacial puesto en órbita por la humanidad: la perrita Laika. Entre esos primeros pasos y nuestro días han transcurrido sólo 30 años, pero el avance ha sido inmenso. Hasta fines de 1987 se habían puesto en órbita más de satélites, de los cuales más de seguían girando alrededor de nuestro planeta: satélites de comunicaciones, tan de moda en nuestros días en que todo mundo sueña con tener su propia antena parabólica; satélites dedicados al estudio del clima, cuya importancia y utilidad es innecesario señalar; satélites de prospección geológica, satélites infrarrojos, satélites de rayos X y, desde luego, para recordarnos que el hombre sigue sin aprender de sus errores, satélites espías, con fines puramente militares. Y eso fue sólo el principio. A los satélites artificiales siguieron las sondas automáticas y los ingenios tripulados

6 6 que nos han permitido conocer cada día más y mejor nuestro Sistema Solar. Por razones obvias, los primeros esfuerzos fueron dirigidos hacia la Luna, el astro más próximo a la Tierra, cuya cara oculta pudimos apreciar por vez primera en fotografías enviadas por la sonda soviética Luna 3 en octubre de 1959, y que el 21 de julio de 1969 se convirtió en el primer astro y único hasta ahora en el cual seres humanos han puesto pie, cuando la misión estadounidense Apolo II resultó un éxito rotundo. Después... Sólo Neptuno y Plutón han preservado su intimidad. Las sondas automáticas han estudiado y fotografiado desde las alturas a Mercurio, Júpiter, Saturno y Urano, han descendido en Venus y en Marte y han llevado a cabo encuentros con los cometas Giacobinni-Zinner y Halley. El enorme caudal de información que ha resultado de estas exploraciones ha alterado radicalmente nuestra visión del Sistema Solar. Numerosas dudas han sido aclaradas pero, al mismo tiempo, se nos han revelado hechos y situaciones inesperados que plantean, a su vez, multitud de nuevos interrogantes. Miles de datos están aún siendo analizados e interpretados y nuevas teorías van y vienen con frecuencia inusitada. El progreso ha sido tan rápido que los nuevos conocimientos han rebasado totalmente al hombre común y, en ocasiones, al mismo especialista. Son estas consideraciones las que nos han impulsado a escribir el presente libro. En él pretendemos presentar un panorama, lo más completo y conciso posible, de la evolución de nuestras ideas sobre el Sistema Solar desde la antigüedad hasta nuestros días, poniendo especial énfasis en los descubrimientos más recientes. En lo que se refiere a estos últimos, hemos intentado incluir solamente hechos comprobados, pero es justo mencionar que muchos de ellos podrían cambiar en el futuro cercano, dado que el campo se halla aún en continua evolución. Pero eso es inevitable: así funciona la ciencia. En ella, nunca es posible afirmar que se ha llegado a la verdad absoluta. Por suerte, como dijo alguna vez un célebre científico, "en la ciencia, lo bello no está en la presa, sino en la caza ".

7 7 I. E L I N I C I O EL DESCENSO DE KUKULKÁN EN EL sureste de la República Mexicana, a poco más de 100 km de Mérida, se yerguen las imponentes ruinas de la ciudad prehispánica de Chichén-Itzá, la "boca del pozo de los itzaes" en lengua maya. Cientos de turistas las visitan día con día, atraídos por su enigmática belleza; pero al acercarse los equinoccios de primavera (21 de marzo) y de otoño (22 de septiembre) el número de visitantes aumenta de manera impresionante, y han llegado a sobrepasar las almas en los días precisos de los equinoccios. Qué tienen de especial esas fechas? Qué es lo que atrae a tales multitudes? Se trata del célebre fenómeno conocido como "el descenso de Kukulkán", un maravilloso juego de luces y sombras que arquitectura y naturaleza, unidas, nos ofrecen sólo en esas fechas, en la pirámide conocida como "El Castillo". El espectáculo es fascinante. Al amanecer la luz del Sol y la sombra de la arista noreste de la pirámide se combinan para producir la imagen de una serpiente (Kukulkán) sobre una de las paredes de la escalinata norte. Y ése es sólo el principio. Ante el asombro del espectador, la imagen de la "serpiente", que en sí misma ya es algo maravilloso, no permanece estática, sino que va descendiendo lentamente a lo largo de la escalinata conforme avanza el día. Kukulkán desciende a la Tierra!

8 8 Figura 2. La pirámide del Castillo, en Chichén-Itzá, durante un equinoccio. En el costado de la escalera izquierda aparece una sombra que se mueve a lo largo del día. La parte iluminada y la cabeza de piedra, situada en la parte inferior de la escalera, simula una serpiente. Horas después, al atardecer, el proceso se invierte y la imagen de Kukulkán asciende majestuosamente por el muro opuesto de la misma escalinata hasta que, finalmente, el espectáculo concluye con la puesta del Sol dejando en el afortunado espectador un recuerdo imborrable. Es indudable que "el descenso de Kukulkán" tiene un efecto emotivo directo sobre el espectador. Pero no es el único. También despierta en él una gran admiración y un profundo respeto por los astrónomos mayas, cuyos precisos conocimientos de los movimientos de los astros permitieron diseñar un espectáculo tan increíble. Esos conocimientos tuvieron que surgir de un cuidadoso estudio del cielo y, según veremos, no fueron privativos de la cultura maya; los compartieron prácticamente todas las culturas de la antigüedad. Son una consecuencia del interés del hombre por el Universo en que vive y por cada una de sus partes: por el Sol, por la Luna, por los planetas y por las estrellas. Son, en fin, los cimientos de esa formidable estructura que hoy llamamos "astronomía". LOS PLANETAS ENTRAN EN ESCENA Es indudable que los primeros hombres tuvieron que dedicar la mayor parte de su tiempo a la lucha por la supervivencia. Y cazando animales o huyendo de ellos, resguardándose de la lluvia, protegiéndose de los rayos o temblando de miedo ante terremotos, incendios e inundaciones, poco tiempo les debe haber quedado para la contemplación del cielo. A pesar de ello, no debió de transcurrir mucho tiempo antes de que se dieran cuenta de que había un objeto en el cielo que jugaba un papel preponderante en sus vidas: el Sol, cuya sola presencia en el firmamento infundía bienestar y seguridad y cuya ausencia, en cambio, provocaba desconfianza y miedo. Es, así, fácil de imaginar la angustia con que deben de haber presenciado cada puesta de Sol, temerosos ante la posibilidad de que su desaparición fuese definitiva, e igualmente fácil es imaginar la esperanza y la avidez con que habrán contemplado el horizonte a la espera de cada nuevo día. Fue a través de esta contemplación como, poco a poco, se fueron familiarizando con los astros y con sus movimientos, y fue este conocimiento el que habría de conducir, a la larga, al descubrimiento de los planetas.

9 9 La palabra "planeta" se deriva del griego ( ), que significa "(cuerpo) errante, vagabundo". Por qué se utilizó ese término para describir a ciertos astros? Qué tenían de especial? Para comprenderlo veamos primero cuáles son los movimientos más evidentes de los astros que aprecia un observador situado en la Tierra. Si se observa el firmamento durante un par de horas, en una noche despejada, es fácil percatarse de que las estrellas se mueven; pero no al azar, cada una por su lado, sino todas exactamente de la misma manera (de este a oeste), de tal forma que sus posiciones y distancias relativas son siempre las mismas. En otras palabras, si un grupo cualquiera de estrellas forma, en un momento dado, cierta figura en algún lugar del cielo, horas más tarde las mismas estrellas seguirán formando exactamente la misma figura, sólo que ésta se habrá desplazado, como un todo, hacia el oeste. Este hecho ya era bien conocido hace al menos años, e indujo a los hombres primitivos a agrupar a las estrellas en "figuras", según su conveniencia e imaginación. Estas figuras invariables se conocen, hoy día, como "constelaciones". En la actualidad sabemos que su lento desplazamiento en el cielo (de este a oeste) es simplemente el reflejo de la rotación de la Tierra sobre sí misma en sentido opuesto (esto es, de oeste a este). Pero los primeros hombres creían que la Tierra estaba inmóvil así que, para explicar este comportamiento, se vieron obligados a suponer que las estrellas estaban "incrustadas" en un enorme cascarón esférico la "bóveda celeste" que giraba alrededor de la Tierra. En síntesis, para ellos las estrellas estaban "fijas" y, por ello, las constelaciones eran inmutables. Si parecían moverse era tan sólo porque la bóveda celeste, en su constante giro alrededor de la Tierra, las acarreaba con ella.

10 10 Figura 3. Los persas agrupaban así las estrellas de la constelación de Acuario, hacia el año de 1650 Es conveniente notar que, dado que con las estrellas visibles a simple vista se pueden "construir" infinidad de figuras diferentes, lo más probable es que cada tribu prehistórica haya tenido sus propias constelaciones de acuerdo con su muy particular forma de vivir y de pensar. De hecho, las que usaron las grandes culturas del pasado eran, en general, diferentes de las actuales y diferentes entre sí. Pero lo que aquí nos interesa no es la evolución de las constelaciones, sino el hecho de que, mientras identificaban a los miles de estrellas "fijas", los hombres primitivos identificaron también a unos cuantos objetos celestes que se movían respecto a ellas con desplazamientos caprichosos e impredecibles. Obviamente estos objetos no estaban fijos a la bóveda celeste, puesto que se desplazaban entre las estrellas, y estos astros errantes, estos "vagabundos" del cielo, son los planetas. LOS PRIMEROS El descubrimiento de los planetas se pierde en la bruma de la prehistoria. Sólo sabemos que cuando las primeras civilizaciones comenzaron a establecerse, hace poco más de cinco mil años, ya se habían identificado siete. Estos siete fueron conocidos por todas las grandes culturas del pasado, por lo cual se les suele llamar "los siete planetas de la antigüedad". Son, con sus nombres actuales, el Sol, la Luna, Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno. Figura 4. A diferencia de las estrellas que permanecen en posiciones fijas unas con respecto de otras, los planetas describen trayectorias caprichosas en la bóveda celeste, vistas desde la Tierra.

11 11 Es posible que la inclusión del Sol y la Luna entre los planetas sea vista con extrañeza ya que, hoy día, no se les considera como tales. Pero hay que recordar que, en la antigüedad, se le llamaba "planeta" a cualquier astro que se desplazara respecto a las estrellas "fijas"; y como este comportamiento lo presentan los siete objetos mencionados, incluyendo al Sol y a la Luna, estos últimos fueron incluidos en el grupo. Más adelante veremos que el término "planeta" tiene, hoy día, un significado más restringido, que excluye tanto al Sol como a la Luna. El temprano reconocimiento de estos siete cuerpos se debió, sin duda, a que son fácilmente identificables a simple vista, lo cual queda corroborado por el hecho de que tuvieron que pasar más de 20 siglos para que, ya con la ayuda del telescopio, se añadiera uno más a la lista (que fue Urano). Después se descubrieron dos más (Neptuno y Plutón, este último ya en nuestro siglo), pero esa parte de la historia la veremos a su debido tiempo. Es muy probable que nunca logremos averiguar cómo y cuándo se descubrieron los primeros planetas. Sin embargo, algo se puede decir al respecto, utilizando tan sólo un poco de lógica y de sentido común. De los siete, el que se desplaza más rápidamente entre las estrellas es la Luna. Su movimiento es tan veloz que son suficientes unas horas de observación para detectarlo. Como, además, su brillo, sus dimensiones y sus cambios de apariencia (las "fases") la convierten en un objeto particularmente conspicuo, es más que natural atribuirle el honor de haber sido el primer planeta que se identificó. El segundo en la lista debe de haber sido el Sol. Aunque, obviamente, se le prestaba más atención que a la Luna, su movimiento entre las estrellas es mucho más difícil de percibir (es 12 veces más lento), siendo necesarios varios días de observación para detectarlo. Un momento!, dirá el lector. Cómo es posible darse cuenta de que el Sol se mueve respecto a las estrellas, si cuando está en el cielo las estrellas no son visibles? Esto es totalmente cierto, pero a pesar de ello, hay varias maneras de hacerlo. La más sencilla y, por ende, la que probablemente evidenció por vez primera su movimiento, consiste en observar por varios días consecutivos su salida o su puesta (en el léxico astronómico, a la salida de un astro se le designa como su "orto" y a su puesta como su "ocaso", términos que usaremos a partir de este momento). Cualquiera puede hacer el experimento. Supongamos, por ejemplo, que

12 12 observamos un amanecer y que hacia el este, más o menos por donde va a salir el Sol, conseguimos localizar una estrella muy cercana al horizonte. Unos minutos más tarde habrá amanecido y la estrella en cuestión ya no será visible. Si al día siguiente (o, mejor dicho al amanecer siguiente) observamos con atención a la misma estrella, exactamente a la misma hora que el día anterior, notaremos que su posición respecto al horizonte ha cambiado; se localizará un poco (muy poco) más "arriba": más alta en el cielo. Y si seguimos contemplando amaneceres comprobaremos que cada día la estrella se va localizando más alta en el cielo en el momento del amanecer. De hecho, cada día transcurrirán cuatro minutos más que en el anterior entre el orto de la estrella y el del Sol. Y como la estrella es "fija", es inevitable concluir que el que se mueve es el Sol, el cual, por lo tanto, fue para los antiguos un "planeta". Figura 5. Movimiento aparente del Sol respecto de las estrellas. Observando su posición respecto de las "estrellas fijas" en días sucesivos, se puede comprobar que cada día sale 4 minutos después que las estrellas junto a las que se encontraba el día anterior. Cabe aquí mencionar, antes de proseguir, que cuando la salida de un astro cualquiera coincide con la del Sol, los astrónomos dicen que tiene lugar el "orto helíaco" de ese astro: "orto" porque se refiere a su salida y "helíaco" porque lo hace con el Sol (Helios, entre los griegos). Más adelante veremos que el orto helíaco de Sirio, la estrella más brillante a simple vista, tuvo un papel muy importante en el antiguo Imperio egipcio LOS VERDADEROS PLANETAS Los cinco objetos restantes son "verdaderos" planetas, esto es, son planetas de acuerdo con la definición actual, a diferencia del Sol y la Luna que, con el tiempo, cambiaron

13 13 de categoría. De los cinco, Venus fue, sin duda, el primero que se identificó como planeta, ya que, por un lado, su movimiento respecto a las estrellas es relativamente rápido (sólo Mercurio es más veloz) y, por el otro, es el objeto más brillante del cielo después del Sol y la Luna. Es tan espectacular que en innumerables ocasiones se le ha tomado por un "platillo volador". Es más, la mayor parte de los reportes de OVNIS que se han recibido y que se siguen recibiendo son simples confusiones con él, lo cual demuestra, de paso, que el hombre actual está muy poco familiarizado con el cielo. En síntesis, Venus es el "objeto volador no identificado" más común y más identificado. Los planetas que se descubrieron en cuarto, quinto y sexto lugar deben haber sido Marte, Júpiter y Saturno, respectivamente. De los tres, Marte es el que llega a ser más brillante (aunque, en promedio, Júpiter lo supera), el que se mueve más rápido entre las estrellas y, por si todo esto fuera poco, es de un color rojo intenso que resulta mucho más notable y atractivo que el blanco "común y corriente" de Júpiter o el blanco amarillento de Saturno. La lógica indica, por tanto, que fue el cuarto de la lista. Entre Júpiter y Saturno tampoco hay duda. Júpiter es siempre más brillante y su movimiento respecto a las estrellas es dos veces más rápido que el de Saturno, así que, en orden de descubrimiento, Júpiter debe haber sido el quinto y Saturno el sexto. De todo lo anterior se desprende que Mercurio tuvo que ser el séptimo y último en descubrirse. Es razonable esta conclusión? La respuesta es un rotundo sí. Mercurio es, en efecto, el planeta más difícil de ver a simple vista. Y no como podría pensarse porque sea muy débil, ni porque su movimiento entre las estrellas sea muy lento llega a ser diez veces más brillante que Saturno y es el planeta que se mueve más rápido, sino porque se mantiene siempre tan cerca del Sol que se ve opacado por su fulgor. De hecho, nunca se le puede ver en un cielo totalmente oscuro. Sólo llega a ser visible, a simple vista, poco antes del amanecer (hacia el este) o poco antes del anochecer (hacia el Oeste), pero siempre muy cerca del horizonte e inmerso, por tanto, en el resplandor del Sol. Es tan difícil de observar que lo más probable es que el lector nunca lo haya visto. El mismo Copérnico, celebérrimo astrónomo del siglo XV de quien nos ocuparemos más adelante, escribió que una de sus mayores frustraciones era no haberlo visto jamás. EN EL PRINCIPIO FUE EL TIEMPO

14 14 Es alarmante advertir cómo aumenta, día con día, el número de personas que valoran las cosas sólo en términos de su utilidad práctica o de su productividad económica. Ello demuestra, una vez más, que el hombre no aprende de sus propios errores, ya que la historia registra innumerables casos en los que productos "inútiles" del intelecto humano tales como poesía, música o descubrimientos científicos "puros" tuvieron un papel preponderante en el progreso de la humanidad. Un ejemplo de lo anterior, particularmente ilustrativo, es el movimiento de los astros que, estudiado en un principio por mera curiosidad, proporcionó a la larga la solución de un problema de gran trascendencia tanto práctica como filosófica: la medición del tiempo. El origen de nuestras unidades básicas de tiempo el día, el mes y el año es, en efecto, astronómico y se pierde en las brumas de la prehistoria. De hecho, las civilizaciones más antiguas de las que se conservan registros (la china, la sumeria y la egipcia) ya las conocían y las usaban cotidianamente. La razón es evidente. Los fenómenos astronómicos presentan una notable regularidad y, en consecuencia, debió de transcurrir muy poco tiempo antes de que el hombre se percatara de que podía aprovechar a los astros como indicadores del paso del tiempo. Y, lógicamente, utilizó a los más ligados a su vida diaria: el Sol y la Luna. La primera unidad de tiempo que se reconoció y se utilizó fue, sin duda, el "día". No sólo es la más obvia, por ser la de menor duración, sino que además está íntimamente relacionada con las actividades vitales de hombres, plantas y animales. Para los antiguos, un "día" fue, simplemente, el intervalo de tiempo en el cual el Sol le daba una vuelta completa a la Tierra; o dicho de otra manera, el intervalo de tiempo entre dos pasos sucesivos del Sol por un mismo punto del cielo por encima de sus cabezas, por ejemplo. Actualmente sabemos que lo que ocurre en realidad es que la Tierra gira sobre su eje, como un trompo (movimiento de rotación), de tal manera que un día es, de hecho, el tiempo en el cual la Tierra da una vuelta completa sobre sí misma respecto al Sol. Pero, desde luego, este cambio en nuestro punto de vista no influye en la duración del "día": un día "mide" lo mismo definiéndolo de cualquiera de las dos maneras: la antigua o la moderna. Poco a poco se fue haciendo necesario medir intervalos de tiempo con una precisión cada vez mayor, y surgieron así

15 15 las subdivisiones del día que hoy conocemos: la hora (que, como es bien sabido, es la veinticuatroava parte de un día), el minuto (la sesentava parte de una hora) y el segundo (la sesentava parte de un minuto). Pero estas unidades no son fundamentales, sino derivadas. Otra unidad de tiempo, más larga, pero también muy evidente, se derivó de los cambios de apariencia de la Luna sus "fases", como las llaman los astrónomos : luna llena, luna nueva, cuarto creciente, etc. Al intervalo de tiempo entre dos fases iguales (sucesivas se le llama un "mes lunar". Así, por ejemplo, entre dos lunas llenas (sucesivas) o entre dos cuartos menguantes (sucesivos) transcurre exactamente un mes lunar. Esta unidad de tiempo fue ampliamente utilizada en el pasado, sobre todo en relación con ciertos ritos religiosos, pero en nuestros días prácticamente ya no se usa, por razones que se expondrán más adelante. Hay, sin embargo, algunas honrosas excepciones, como el caso del calendario musulmán, que sigue siendo lunar, y como su uso por la religión católica para determinar la fecha del domingo de ramos (por eso hay astrónomos en el Vaticano). Y hay, también, "deshonrosas" excepciones, como su aplicación en pleno siglo XX! en la práctica de ciertas dietas "milagrosas", dietas que, desde luego, funcionarían igual si no existiera la Luna. De las tres unidades de tiempo fundamentales de origen astronómico, la última en descubrirse, por ser la más larga, debe haber sido el "año". Para los antiguos, un año era el intervalo de tiempo entre dos pasos sucesivos del Sol por el mismo punto de la bóveda celeste. Ocurre, en efecto, que el movimiento del Sol entre las estrellas (recuérdese que por ese movimiento se le consideraba un planeta) no se realiza al azar, sino recorre siempre el mismo camino, y el año es, precisamente, el tiempo que tarda en recorrerlo por completo. Así, por ejemplo, si en un momento dado el Sol coincide con una cierta estrella, volverá a coincidir con ella exactamente un año más tarde. A la trayectoria del Sol en la bóveda celeste se le llama la "eclíptica". Hoy en día sabemos que este recorrido del Sol entre las estrellas es sólo aparente; es, simplemente, el reflejo del movimiento de la Tierra en torno a él (movimiento de traslación). En efecto, conforme la Tierra se va trasladando a su alrededor lo vamos viendo proyectado sobre diferentes puntos de la bóveda celeste y es este fenómeno el que nos produce la impresión de que se va desplazando entre las estrellas. Como vemos, la eclíptica no es otra cosa que la proyección de la órbita de la Tierra en la bóveda celeste. Vemos, también, que otra manera de definir el año es como el

16 16 intervalo de tiempo en el cual la Tierra le da una vuelta completa al Sol, que es la definición que todos conocemos (pero que no es la original). Figura 6. Durante el año, el Sol se va viendo, desde la Tierra, proyectado sobre las constelaciones del Zodiaco, llamadas así porque muchas de ellas llevan nombres de animales. Mientras el hombre fue nómada, el año fue una unidad sin ninguna utilidad práctica. El día y el mes lunar resultaban ser unidades de tiempo más que suficientes para las necesidades de tribus que dependían por completo de la caza, la pesca y la recolección. Pero con el advenimiento de la agricultura esta situación cambió radicalmente. La necesidad de determinar con precisión la duración del ciclo de las estaciones adquirió una importancia enorme en la vida de aquellos hombres y no debió de transcurrir mucho tiempo antes de que se dieran cuenta de que el año reflejaba con una increíble exactitud ese ciclo. Y fue por ello que decidieron sacrificar al mes lunar en aras del año solar, práctica que se ha mantenido hasta nuestros días. Con el tiempo surgió la necesidad de crear un calendario, y éste fue uno de los problemas más apasionantes que tuvieron que resolver los astrónomos de la antigüedad. Por desgracia, exponer aquí las dificultades que este problema plantea y las soluciones que se le fueron dando a lo largo de la historia nos apartaría demasiado del tema central del libro, motivo por el cual no entraremos en más detalles. NACE LA ASTRONOMÍA Hace unos cinco mil años, tuvo lugar un acontecimiento que habría de ser decisivo en la evolución cultural de la especie

17 17 humana: se inventó la escritura, ese maravilloso medio de comunicación que nos permite establecer contacto con nuestros semejantes a través del espacio y del tiempo. No es aquí el lugar ni el momento de analizar su trascendencia en el desarrollo del intelecto, pero sí es importante hacer notar que la capacidad de registrar en forma permanente los fenómenos naturales fue fundamental en el desarrollo de todas las ciencias. En la astronomía, en particular, una gran variedad de fenómenos tienen duraciones que sobrepasan, con mucho, la duración de una vida humana, y sólo ha sido posible descubrirlos comparando observaciones separadas por grandes intervalos de tiempo. Los escritos astronómicos más antiguos que conocemos pertenecen a la llamada cultura mesopotámica, que se desarrolló entre los ríos Tigris y Éufrates, en el Oriente Medio, a lo largo de los años anteriores a nuestra era. Aunque a los mesopotámicos se les suele dar el nombre genérico de "caldeos" o "babilonios" no fueron éstos los únicos habitantes de la región. Se establecieron primero los sumerios, después los acadios y por más de años babilonios y asirios se disputaron la supremacía. Durante el auge de uno de los periodos de dominación asiria, cuando el reino se extendía desde el Nilo hasta el Cáucaso, Asurbanipal ( a.c.), el último de los grandes reyes asirios, decidió construir en su palacio, en Nínive, una magna biblioteca. Es muy probable que su motivo principal haya sido el deseo de perpetuar sus conquistas, pero el hecho es que también recopiló innumerables textos babilonios y, gracias a ello, los historiadores han logrado reconstruir una buena parte de la historia de la región. No se sabe cuántos textos había en la biblioteca, pero en sus ruinas se encontraron alrededor de tablillas de arcilla, escritas en la curiosa escritura cuneiforme tan característica de esa civilización. Las que contienen material de interés astronómico consisten casi siempre en registros de observaciones o predicciones hechas durante el periodo a.c. Su lectura (cuando se ha logrado descifrar, lo cual no siempre ocurre) nos permite darnos cuenta del nivel astronómico que se había alcanzado. Considérese, por ejemplo, el siguiente texto de una de las tablillas de la biblioteca de Asurbanipal que data de hace unos años: "El 15 del mes de Ululu la Luna fue visible al mismo tiempo que el Sol: el eclipse no ocurrió." Se ve inmediatamente que, en esas fechas, la predicción de eclipses aún no era muy de fiar y los mismos astrónomos de la época reconocían su error con toda honestidad. Esto

18 18 es muy importante, pues en nuestros días se ha puesto de moda el hablar, sin ningún fundamento, de los "increíbles" conocimientos que poseían algunas de las civilizaciones más antiguas, o de los "asombrosos" descubrimientos que hicieron. Estas afirmaciones son totalmente falsas, según acabamos de ver, y quienes las hacen suelen buscar tan sólo notoriedad o algún beneficio personal. Figura 7. Escultura mesopotámica que muestra algunas de las constelaciones del Zodiaco. Es fácilmente reconocible el Escorpión. Sin embargo, es indudable que los mesopotámicos fueron excelentes observadores para su época. Establecieron con bastante precisión la duración del año y la del mes lunar (de hecho su calendario era lunar, lo cual, dicho sea de paso, es otra prueba de atraso); conocieron la eclíptica y desarrollaron un Zodiaco que, en lo básico, es el que se sigue usando (constelaciones "actuales" como el Toro, el León y el Escorpión se han identificado en monumentos suyos de hace más de 30 siglos) e incluso se ha hablado de que descubrieron los "saros", o sea, los ciclos de los eclipses, aunque esto último no es seguro. Pero estos conocimientos revelan tan sólo una minuciosa observación del cielo y son totalmente compatibles con su nivel tecnológico así que no es necesario invocar ni ayudas ni inspiraciones "misteriosas" para explicarlos. De hecho, el interés que tuvieron en el cielo, que los motivó a estudiarlo, se originó por su creencia en la posibilidad de predecir el futuro a través de él. El germen de esta idea puede apreciarse en muchas de las tablillas. Así, por ejemplo, en otra tablilla de la misma época que la anterior se lee: "El planeta Mercurio se puede ver. Cuando Mercurio es visible en el mes de Kislou, habrá robos en el país." En síntesis, cada vez que Mercurio

19 19 estuviera en un cierto lugar del cielo, habría robos. Probablemente, la idea se le ocurrió a los sacerdotes (que eran los encargados de observar el cielo para medir el tiempo y anunciar los momentos adecuados para llevar al cabo las festividades religiosas) como consecuencia de que muchos fenómenos naturales sí son predecibles a través de los astros el día y la noche, las estaciones, los eclipses, etc. Sea como fuere, el caso es que decidieron que el acontecer humano está escrito en la bóveda celeste. Y fue así como a los caldeos les cupo el dudoso honor de inventar la astrología, esa falsa "ciencia" que pretende predecir el futuro con base en las posiciones de los astros y que, por desgracia, sigue contando con innumerables adeptos aún en nuestros días. PIRAMIDOLOGÍA La civilización egipcia es una de las que más ha apasionado al hombre a través de los siglos. La sola mención de la palabra "Egipto" despierta en nuestra mente imágenes de suntuosas cortes faraónicas, de exóticas odaliscas o de misteriosos sacerdotes. Sin embargo, pocas culturas han sido más estudiadas y analizadas; numerosos arqueólogos, antropólogos e historiadores han dedicado su vida a investigarla y sus resultados y conclusiones han generado volúmenes que llenarían bibliotecas enteras. A qué se debe, entonces, que siga conservando ese halo de misterio tan especial? Tal vez sólo aquellos que han tenido la fortuna de contemplar "en vivo y en directo" las ruinas de sus majestuosas construcciones conozcan la respuesta. Figura 8. Vista panorámica del grupo de pirámides de Giza. La Gran Pirámide fue mandada a construir por el faraón Jufu.

20 20 Desafortunadamente, la misma magnificencia de esas ruinas, que tanta admiración y respeto despierta en el visitante de mente clara y abierta, ha inducido a algunos individuos de mente débil y enfermiza a elaborar teorías, a cual más descabellada, para explicar su origen, dando a entender, de paso, que los antiguos egipcios eran incapaces de semejante labor. La teoría más común afirma que estos espléndidos monumentos no fueron erigidos con fines comunes y corrientes, sino que fueron diseñados para preservar, de forma inteligible sólo a ciertos "iniciados", los profundos conocimientos que una raza superior (probablemente extraterrestre) reveló a los constructores. Por desgracia, este tipo de ideas no ha sido superado todavía. De los monumentos egipcios que han sobrevivido hasta nuestros días, la Gran Pirámide es, con mucho, el que más ha atraído a los buscadores de "misterios"; de hecho, fue ella la que dio origen a la piramidología, tan de moda en nuestros días. La Gran Pirámide se encuentra en Giza, cerca de El Cairo, formando parte, junto con otras dos pirámides y la Esfinge, de uno de los grupos arquitectónicos más famosos de todo el mundo. El rey Jufu (O Khufu, o Cheops) ordenó la construcción de su tumba la Gran Pirámide hacia el año 2550 a.c. (aunque, según algunos libros, fue en el 2560), y ésta es, junto con sus dos compañeras y la Esfinge, la única de las siete maravillas del mundo antiguo que ha sobrevivido hasta nuestros días. No es aquí, desde luego, el lugar más adecuado para entrar en detalles "piramidológicos", pero sí es interesante mencionar algunos puntos, sobre todo porque ilustran la manera tendenciosa en que se suelen presentar los argumentos que "apoyan" este tipo de teorías. Los primeros intentos por encontrar relaciones numerológicas en la Gran Pirámide son muy antiguos, pero puede considerarse que el iniciador de la "piramidología moderna" fue un editor y vendedor de libros londinense llamado John Taylor (por cierto que en su libro Buscadores de estrellas, Colin Wilson, defensor de la piramidología, se refiere a él como "el matemático John Taylor", dándole así un falso status científico que sirve para impresionar al lector poco avezado). Taylor, intrigado por el hecho de que ni en los jeroglíficos egipcios grabados en piedra ni en los dibujados en los papiros aparecían datos astronómicos, decidió gratuitamente que éstos deberían de estar ocultos en algún lado, y dónde mejor que en la Gran Pirámide! Tras comparar pacientemente los datos con que contaba,

21 21 encontró que la altura de la pirámide era 1/ de la circunferencia de la Tierra. Asombroso descubrimiento! "Los egipcios", concluyó, " conocían las dimensiones de nuestro planeta!". Este es un ejemplo típico de cómo presentan los charlatanes sus resultados. No es que el hecho en sí no sea verdadero (lo cual, por cierto, estaría por verse, ya que la altura original de la pirámide no se conoce con precisión), sino que la manera de interpretarlo es engañosa. En otras palabras: qué tiene de especial que la altura de la Gran Pirámide sea 1/ de la circunferencia de la Tierra? La envergadura de un Boeing 720 de pasajeros es exactamente una millonésima parte de la circunferencia ecuatorial de la Tierra, y es obvio que la existencia de esta "asombrosa" relación no demuestra absolutamente nada. Figura 9. La Gran Pirámide. Nótese que fue construida con enormes bloques de granito, que tuvieron que ser acarreados en barcas, desde grandes distancias, por el río Nilo. John Taylor encontró más relaciones de este tipo y con todas ellas publicó, en 1859, un libro titulado The Great Pyramid, Why it Was Built and Who Built it. Aunque sus ideas son relativamente ingenuas, tuvo la fortuna de impresionar al entonces astrónomo real de Escocia, Charles Piazzi Smyth, quien se arrogó la tarea de concluir la labor de su "maestro". Poseedor de un conocimiento astronómico mucho mayor que el de Taylor y con una experiencia también mucho mayor en la búsqueda de relaciones matemáticas, Smyth no tardó en realizar nuevos descubrimientos "asombrosos". El más famoso (o, al menos, el que se menciona con mayor frecuencia) es que el cociente del semiperímetro de la base de la pirámide entre la altura de la misma es igual a (pi). La manera en que

22 22 llegó a este resultado es sensacional. Como no se conocía la altura de la pirámide, tuvo que deducirla a partir del ángulo que forma cada uno de los lados con la horizontal. Este ángulo es de alrededor de 52 grados, y Smyth postuló que debió haber sido de 51 51'14.3". Como consecuencia, la altura debió ser de metros y, por tanto, el cociente del semiperímetro a la altura era exactamente. Se necesita mucho descaro para anunciar este resultado como "descubrimiento"! En realidad, él mismo lo forzó, ajustando el ángulo al valor adecuado. Y son esta clase de métodos los que aplicó en toda su investigación. Es más, aun suponiendo que el cociente hubiera sido, en efecto, (el valor correcto de, que es el que obtuvo Smyth), esto no habría demostrado nada, puesto que, para los egipcios, valía 3.16, según se específica claramente en el "Papiro Rhind". Se suele mencionar, también, que los lados de la pirámide están orientados, con gran precisión, en las direcciones norte, sur, este y oeste. Esto es cierto, pero no tiene nada de especial. Abundan las estructuras antiguas orientadas hacia los puntos cardinales (en México, sin ir más lejos, contamos con varios ejemplos), y en el propio Egipto, en particular, la evolución de las técnicas de construcción de pirámides, entre las que se incluye su orientación, está ampliamente documentada. Así, por ejemplo, la pirámide escalonada de Zoser, en Sakkara, que fue edificada un siglo antes que la Gran Pirámide (esto es, alrededor del año 2650 a. C. ), muestra todavía un error muy grande en su orientación (de 4 grados, aproximadamente). En síntesis, la historia nos ha mostrado que los egipcios estaban perfectamente capacitados para construir sus monumentos y que las pirámides, en particular, eran simplemente tumbas. Es más, no sólo no requirieron de ayuda "extraterrestre" para edificarlas, ni intentaron ocultar en ellas sus "elevados" conocimientos astronómicos, sino que parece ser que ni siquiera tuvieron estos elevados conocimientos. En efecto, hasta la fecha no se ha encontrado ninguna evidencia de que hayan hecho observaciones sistemáticas de la Luna, de los planetas o de las estrellas, ni de que hayan contado con la tecnología adecuada para llevarlas al cabo, aunque sus mitos y su poesía revelan que creían en la existencia de una profunda relación entre los mundos terrenal y celeste. Como todos los pueblos de la antigüedad, agruparon a las estrellas en constelaciones, algunas de las cuales coinciden con las nuestras como la Osa Mayor, que para ellos era el "Toro", mientras que otras como el "Cocodrilo" no

23 23 parecen tener equivalencia. La única estrella que parece haber tenido un significado especial es Sirio, la estrella más brillante del cielo, a la cual llamaban "Sothis". Es probable que su importancia se haya debido a que hubo una época (hacia el año 4200 a.c.) en que su orto helíaco coincidía, aproximadamente, con la crecida del Nilo, el suceso más trascendental en el antiguo Egipto. Es más, su contribución astronómica más importante se derivó, precisamente, de la crecida del Nilo. Como el fenómeno ocurre a intervalos aproximadamente de 365 días, los egipcios introdujeron una nueva unidad de tiempo (el "año" de 365 días) que les permitía predecir el acontecimiento. Aunque el valor del año egipcio difiere del número exacto del año actual (que es días), su introducción constituyó un avance considerable en la medición del tiempo; tan es así que, junto con el día, es la unidad de tiempo más usada actualmente. I I. P R I M E R O S P A S O S ANTECEDENTES DURANTE más de 2000 años, la hegemonía cultural del mundo civilizado correspondió a Egipto y a Mesopotamia (China y la India también habían alcanzado un alto nivel cultural, pero sólo ellas lo sabían puesto que habían permanecido aisladas del resto del mundo); pero para fines del siglo VII a.c. la situación había cambiado apreciablemente. Después de cumplir gallardamente con su papel en la historia, ambas civilizaciones se enfrentaban a su inminente decadencia: Nínive acababa de sucumbir ante los embates de medos y babilonios aliados temporalmente contra la tiranía asiria y en sólo 150 años más tanto Egipto como Mesopotamia habrían de convertirse en simples colonias persas. El escenario estaba listo para que una nueva cultura entrara en acción: la cultura griega. La importancia de la influencia griega en el pensamiento occidental no puede ser menospreciada. A ella debemos, entre otras muchas cosas, el nacimiento de lo que ahora llamamos "pensamiento científico". Es cierto, desde luego, que los egipcios fueron excelentes arquitectos, y que fueron particularmente hábiles en el diseño y en la manufactura de

24 24 herramientas de gran utilidad, y es cierto, también, que los caldeos fueron brillantes observadores del cielo y notables recopiladores de datos. Pero en ambos casos, el desarrollo y la recopilación de conocimientos se hizo con fines esencialmente prácticos (la construcción de tumbas más seguras para sus reyes o una predicción más precisa de los acontecimientos) y adjudicándole además a esos conocimientos un cierto sentido "mágico" que los hacía privativos de unos cuantos "iniciados" (los sacerdotes); nunca hubo, hasta donde sabemos, un intento de síntesis o de unificación, ni un planteamiento de los "cómos" o los "porqués". Es por ello que, a pesar de haber llegado a constituir un impresionante acervo, sus conocimientos no alcanzaron nunca la jerarquía de Ciencia (con mayúscula). Figura 10. Para los egipcios antiguos, la bóveda celeste era la diosa Nut. según ellos, Nut estaba enamorada de la Tierra, pero el dios del viento se interponía entre ellos. Todos los días, Ra, el dios del Sol, nacía y moría, después de recorrer el cuerpo de su madre en una embarcación. Los griegos, en cambio, abordaron el estudio de la naturaleza desde una perspectiva totalmente distinta; valoraron el conocimiento por sí mismo y desecharon al elemento mágico, místico o sobrenatural de todos sus intentos por comprender los fenómenos naturales. Desde luego, esto no quiere decir que la interpretación mística o esotérica del universo haya desaparecido con los griegos. No sólo persistió entre ellos sino que, por desgracia, ha subsistido hasta nuestros días. Pero lo importante es que trazaron, por primera vez, una línea divisoria entre magia y ciencia; con ellos, la especie humana entra en la edad de la razón.

25 25 JONIA A fines del siglo VII a.c., Mileto era la ciudad más próspera del mundo mediterráneo. Fundada unos cuatro siglos antes en las costas del mar Egeo, en lo que hoy es Turquía, había ido progresando poco a poco hasta convertirse, bajo el mando de Trasíbulo, su tirano en turno, en la capital tanto de la industria (textil) y el comercio como de las artes y la filosofía. Y fue allí, en medio de esta efervescencia económica e intelectual, donde nació Tales, fundador de la escuela jonia de pensamiento y padre de la ciencia moderna. La vida y la obra de Tales nos son prácticamente desconocidas y lo poco que sabemos es a través de terceros (incidentalmente, esto es válido no sólo para Tales sino para todos los filósofos griegos anteriores a Platón). Lo que ha llegado hasta nosotros se reduce a algunas anécdotas relatadas por Platón, Aristóteles o Heródoto y a algunas citas que estos autores le atribuyen. Sin embargo, parece no haber duda de que Tales nació en Mileto, aunque si la hay en lo que se refiere al año de su nacimiento, que algunos citan como 624 a.c. y otros (los más) como 640 a C. (éste es tan sólo un ejemplo de la incertidumbre que priva en todo lo que a él se refiere). Según Platón, una vez cayó en un pozo por caminar contemplando las estrellas, lo que lo convertiría en el proverbial "genio distraído" tan popular hasta nuestros días; y, según Aristóteles, en cierta ocasión aprovechó sus conocimientos del cielo y, en particular, del clima para hacer dinero, demostrando así a un detractor que el saber y la razón podrían también servir para ese fin si los sabios se lo propusieran. Pero el hecho más famoso que se le atribuye, y que, según cuenta Heródoto, más contribuyó a su fama, es el haber predicho un eclipse total de Sol que ocurrió en 584 a.c. Esta sola anécdota sería suficiente para demostrarnos que no hay que confiar demasiado en los testimonios que nos llegan de muy lejos en el tiempo, ya que en la época de Tales era imposible predecir eclipses de Sol; los de Luna, tal vez, puesto que son visibles en toda la Tierra, pero los de Sol requieren de una comprensión relativamente profunda de los mecanismos involucrados de la que carecían no sólo los griegos de la época de Tales sino hasta culturas mucho más avanzadas. De hecho, la única idea astronómica atribuida a Tales que es congruente con su tiempo es que la Tierra (el mundo, para él) es un disco flotando en agua.

26 26 En síntesis, si a Tales se le ha llamado el "padre de la ciencia no ha sido por sus conocimientos que, a fin de cuentas, no eran muy superiores a los de egipcios o babilonios (de quienes, por cierto, parece haberlos adquirido) sino por haber introducido una nueva manera de pensar, una nueva actitud ante el Universo en la cual se le presupone inteligible y regido por leyes simples y asequibles al intelecto humano. Fueron la magnitud y la trascendencia de este paso las que le confirieron la inmortalidad. LA MÚSICA DE LAS ESFERAS Tales había sembrado la semilla de la ciencia pero, para que diera frutos, era necesario que otros siguieran sus pasos. Los hubo, por fortuna, y en abundancia. A través de pensadores de la talla de Anaximandro y Anaxímenes, la escuela jónica dominó el panorama intelectual de Grecia por más de cien años. Pero, sin duda, el filósofo más importante de la época fue Pitágoras. Nacido en la isla de Samos, frente a las costas de Jonia, fundó una escuela que habría de perdurar por un par de siglos. De hecho, los pitagóricos constituían una secta, más que una escuela, en la que podían ingresar tanto varones como hembras; para ser admitido en ella había que hacer ciertos votos, cuyo riguroso cumplimiento se exigía so pena de expulsión. Así por ejemplo todo pitagórico que se preciara de serlo debía ser casto, debía abstenerse de probar vino, los huevos y las habas (podemos deducir que Pitágoras aborrecía las habas... y otras cosas!) y no debía reír. Los estudios no se limitaban a las matemáticas ni a las ciencias en general sino que también abarcaban la política. La secta, incluso, llegó a tener un importante poder político que ejerció influyendo en favor de la oligarquía. Pero todo en este mundo se acaba, y los pitagóricos no fueron la excepción: la secta se fue extinguiendo con el paso del tiempo y, simultáneamente como suele ocurrir en este tipo de congregaciones, la figura de su fundador se fue exaltando cada vez más. Un dicho afirmaba: "Entre las criaturas racionales hay dioses y hombres y seres como Pitágoras" y, entre sus discípulos, la frase "lo ha dicho el maestro" daba por terminada cualquier discusión.

27 27 Figura 11. Formulación del teorema de Pitágoras en varios idiomas de la antigüedad. Una desafortunada consecuencia de esta mitificación es que Pitágoras, el hombre, quedó oculto para la posteridad, tras Pitágoras, el semidiós. Sus mismos discípulos contribuyeron a ello adjudicándole ideas y descubrimientos hechos por ellos con el fin de realzar su imagen. Pero su genio y su grandeza están fuera de toda duda. Nació en Samos, según dijimos, hacia el año 580 a.c., y durante más de 30 años se dedicó a viajar y a estudiar. Se llamaba a sí mismo "filósofo" (amante del saber), calificativo que posteriormente se aplicó a todos los pensadores griegos. Su visión del mundo fue esencialmente unificadora; en palabras de Arthur Koestler, "une religión y ciencia, matemáticas y música, medicina y cosmología, cuerpo, mente y espíritu, en una inspirada y luminosa síntesis". Buscó sin cesar la armonía y el orden en el Cosmos (se le atribuye haber sido el primero en llamar "Cosmos" a los cielos), y creyó encontrarlos en el "número", al cual le adjudicó un sentido casi mágico. Para él, cuantificar un fenómeno no era empobrecerlo sino enriquecerlo. Su nombre, en nuestros días, se asocia invariablemente con sus descubrimientos matemáticos quién no ha oído hablar del "teorema de Pitágoras"?, pero sus contribuciones astronómicas no fueron menos importantes. Fue el primero en sostener la esfericidad de la Tierra, aunque sus razones no eran "científicas", sino de "belleza geométrica", y sus especulaciones sobre la "armonía de las esferas" inflamaron durante más de diez siglos la imaginación de decenas de astrónomos, algunos de ellos tan célebres como el mismo Kepler.

28 28 Pero... en qué consiste la "armonía de las esferas"? Se trata de un ejemplo típico del pensamiento pitagórico: una idea basada en el principio de la armonía universal. Pitágoras había descubierto que la altura del sonido emitido por una cuerda tensada (el "tono", como le llaman los músicos) dependía de la longitud de cuerda, y que los intervalos entre notas de la escala musical que suenan agradables al oído corresponden a relaciones numéricas simples entre las longitudes de las cuerdas. Este descubrimiento lo llenó de gozo: había dado el paso de calidad a cantidad! Había logrado cuantificar una experiencia humana! De aquí surgió toda su filosofía: si la armonía musical se reducía a números y los números, a su vez explicaban el Cosmos, el Cosmos era armonía! Decidió, entonces, que los planetas debían de producir sonidos musicales en su lento vagabundeo entre las estrellas, sonidos que, según él, no percibimos por mera costumbre, ya que, desde que nacemos, estamos inmersos en ellos. No es fácil sustraerse al encanto de las ideas pitagóricas; de hecho, todo científico las comparte de una u otra manera. Pero, para bien o para mal, la validez de una teoría no se determina por su valor estético: la "armonía musical de las esferas" tiene un alto valor poético, pero es falsa El mismo Pitágoras utilizó la frase "armonía de las esferas" en un sentido más amplio; su "armonía" no es una armonía musical, que es relativamente restringida, sino una armonía más general, una interrelación entre todas las componentes del Universo: en síntesis, un orden cósmico. LA EDAD DE ORO DEL PENSAMIENTO A mediados del siglo VI a.c., Ciro el Grande logró unificar al Imperio persa e inmediatamente se dio a la tarea de ampliar sus dominios. Jonia, en pleno auge económico y comercial, era una presa de lo más apetitosa y no tardó mucho en caer en sus manos (546 a.c.). Pero los jónicos no habían nacido para ser esclavos; se rebelaron en el año 499 a.c. y, a pesar de su aparente inferioridad militar, lograron derrotar a los persas en batallas que han pasado a la historia, como la de Maratón y la de Salamina.

29 29 Figura 12. Platón consideraba que la astronomía era solamente útil para proporcionarle al agricultor y al navegante un conocimiento sobre el tiempo y las estaciones. Los persas no intentaron volver y Grecia, fortalecida y unificada como consecuencia de la guerra, habría de disfrutar de 50 años de paz. Y cómo los aprovecharon! Las artes, las ciencias, la medicina y la filosofía florecieron a un grado tal que este periodo pasó a la historia como "la Edad de Oro". Sin embargo, este florecimiento no habría de darse en Jonia, la cual, más debilitada por las guerras que sus aliados griegos, no tuvo más remedio que delegar en ellos su hegemonía económica y cultural. Así Atenas se constituyó en el nuevo líder. Si bien es cierto que en la Edad de Oro las letras, la filosofía y la medicina alcanzaron niveles nunca antes vistos, no puede decirse lo mismo de la astronomía. Ninguno de los grandes pensadores de la época Sócrates, Platón y Aristóteles contribuyó a su avance con ideas innovadoras o espectaculares. Sócrates, en particular, parece no haberla tenido en gran estima. Aunque no se conserva ninguno de sus escritos, Jenofonte dice en sus Memorabilia que "Sócrates recomendaba el estudio de la astronomía, pero sólo para saber el tiempo de la noche, de los meses y del año [...] Pero advertía contra la continuación de estudios astronómicos [...] ya que, según decía, no veía ningún valor en ello...". Platón, por su parte, no tenía una mejor opinión. Condenó cualquier estudio cuidadoso de los movimientos de los astros como "degradante" y los consideró dignos de estudio sólo por su conexión con la geometría y porque los movimientos "reales" de los astros podían sugerir movimientos ideales de mayor belleza e interés. En La

30 30 República, uno de sus 27 diálogos, insiste en que la astronomía es "útil para proporcionarle al agricultor, al navegante, y a otros, un conocimiento de tiempos y estaciones", según escribe Berry. Sin embargo menciona, también en La República, que las ciencias que formarán al rey filósofo (el rey ideal, según él) serán las matemáticas (y, en especial, la geometría), la astronomía y la dialéctica (es decir, la filosofía propiamente dicha). En el Timeo, otro de sus diálogos, llama a la Tierra "guardián y artesano del día y la noche", lo cual demuestra, según algunos, que conocía su movimiento de rotación. Esta interpretación ha sido motivo de controversia durante siglos y, hoy en día, son pocos los que la toman en serio. El argumento es que un conocimiento de tal magnitud no se menciona sólo en una corta frase y, además, "de pasada". En una obra tan considerable como la de Platón, sería de esperarse que apareciera al menos en algún otro lugar. No hay duda, en cambio, en lo que se refiere a sus ideas sobre las órbitas de los planetas. Opinaba igual que Pitágoras que deberían de ser circulares, puesto que el círculo es la figura perfecta. Esta idea, que fue aceptada durante siglos, fue su única contribución astronómica para la posteridad; y, por desgracia, es falsa. El último de los grandes filósofos de la Edad de Oro fue Aristóteles. Fiel seguidor, durante su juventud, de las ideas de su maestro Platón, terminó por apartarse de ellas y por fundar su propia escuela de pensamiento. Su introducción de la observación y la deducción (y hasta un poco de experimentación) como únicas bases sólidas del conocimiento permiten considerarlo, en cierto sentido, como el fundador de la ciencia moderna. Fue (o intentó ser) un genio universal, según puede constatarse en la increíble variedad de sus obras que abarcan desde retórica y política hasta biología y metafísica, y contribuyó significativamente a casi todas las ramas del saber; pero en astronomía fue más un recopilador que un innovador. Aceptó el modelo de esferas para las órbitas planetarias e incluso construyó el suyo propio, añadiendo 22 esferas (para hacer un total de 56) a los "mejores" modelos anteriores. Dio varios argumentos para la redondez de la Tierra, explicó correctamente las fases de la Luna y, en su Tratado del Cielo, citó (sin decir de dónde lo tomaba) el dato más antiguo que poseemos sobre las dimensiones de nuestro planeta: estadios de circunferencia (que, a 157 metros por estadio, dan casi el doble del valor real). Sin embargo, a pesar de todo lo anterior, se le suele mencionar como una influencia nefasta para el desarrollo de la ciencia porque, para su desgracia, en las fases postreras de la Edad Media se cayó en una especie de "culto a

31 31 Aristóteles". Si un hecho no aparecía en sus escritos, tenía que ser falso, y en algunas universidades europeas se llegó al extremo de hacer jurar a los futuros catedráticos que estaban de acuerdo con sus ideas, "especialmente en lo que concierne a la naturaleza de los cometas". Pero es injusto condenar a Aristóteles por ello: Sólo podemos juzgarlo como producto de su tiempo. Y, si lo hacemos, no hay duda de que sale absuelto. Figura 13. La sombra de la Tierra, proyectada sobre la Luna durante un eclipse parcial, muestra que la Tierra tiene forma esférica. ALEJANDRÍA Atenas vivió en paz tan sólo medio siglo pero, curiosamente, cuando llegaron las guerras y las derrotas, sobre todo, éstas no inhibieron ni su actividad artística ni su creatividad intelectual. Baste señalar que la Edad de Oro, propiamente dicha, terminó al iniciarse la guerra con Esparta (431 a.c.) o al morir Pericles (429 a.c.), dependiendo del historiador, de modo que ni Platón ni Aristóteles pertenecieron a ella. Platón, por ejemplo, nació en plena guerra con Esparta y, para cuando fundó la "Academia", Atenas ya llevaba más de diez años bajo su dominio; y Aristóteles, que nació bajo el dominio espartano, fundó el "Liceo" bajo el dominio macedonio y murió cuando éste se encontraba en plena decadencia, un año después de la muerte de Alejandro Magno. Desde el punto de vista de la astronomía, la muerte de Aristóteles marca en cierto sentido, el fin de la hegemonía de la Grecia continental. Si bien es cierto que hubo grandes astrónomos tanto en la Edad de Oro como en la "Edad de Plata" que la siguió (Eudoxio, Filolao, Heráclito), también lo es que sus contribuciones no tuvieron la trascendencia de las de los "gigantes". Los siguientes avances astronómicos realmente significativos habrían de seguir proviniendo de la cultura griega pero, curiosamente, ya no habrían de originarse en Grecia. Una pequeña ciudad, recién fundada

32 32 en el norte de África, estaba lista para entrar al relevo: se llamaba Alejandría. Figura 14. Alejandro Magno no sólo fue un gran conquistador, sino que también apoyó el desarrollo de artes y ciencias, influido, probablemente, por las enseñanzas de su maestro Aristóteles. Por ello fundó la ciudad de Alejandría, en Egipto, a la cual dotó con la mejor biblioteca de su tiempo. Cuando se habla de Alejandro de Macedonia, lo primero que viene a la mente es la imagen del guerrero invencible a lomos de su fiel Bucéfalo. Sin embargo, no todo fue belicosidad y ansia de poder en la mente del "Magno"; discípulo a fin de cuentas de Aristóteles, nunca se olvidó por completo de las artes ni de las ciencias. Impuso su cultura a los pueblos conquistados, como cualquier conquistador, pero con la diferencia de que la cultura grecomacedónica era, a la sazón, la más avanzada del mundo. Y para cuando muere en Babilonia (de la manera más idiota: se bebió 4 litros de licor para romper un "récord"; lo rompió, pero no sobrevivió), la semilla del helenismo ya había sido sembrada desde España hasta la India y desde Egipto hasta Persia. Después de conquistar Egipto, y de hacerse proclamar faraón, Alejandro decide fundar en la desembocadura del río Nilo una ciudad que lleve su nombre y a la cual puedan acudir todos los sabios a estudiar y trabajar. Es así como nace Alejandría, en el año 332 a.c. Dotada, desde su nacimiento, de una gran biblioteca y un impresionante museo, habrá de substituir a Atenas como centro del desarrollo intelectual; en particular, durante los siguientes 500 años todos los grandes astrónomos (excepto Hiparco de Nicea), han de vivir y trabajar en ella.

33 33 MEDICIONES La muerte de Aristóteles marca el inicio de un periodo relativamente tranquilo en lo que se refiere al desarrollo de la astronomía. Hubo, desde luego, grandes astrónomos, tanto en la Edad de Oro como en la época subsecuente (Eudoxio, Filolao, Heráclito), pero sus contribuciones no llegaron a tener la trascendencia de las de los "gigantes". Hubo que esperar más de cien años para que se produjera un avance realmente importante, y éste no habría de originarse en Grecia sino en Alejandría: allí vivía y trabajaba Aristarco de Samos. Nacido en la isla de Samos, como Pitágoras, Aristarco fue también el último astrónomo de la escuela pitagórica. Poco sabemos de su vida, excepto que ya estaba en Alejandría hacia el año 281 a.c., donde observó el solsticio de verano. De su obra sólo nos ha llegado un corto tratado titulado Sobre las dimensiones y las distancias del Sol y de la Luna, que forma parte de una colección de nueve textos astronómicos que, por fortuna se copió con tanta frecuencia que sobrevivió (se le llamaba La pequeña composición). En él, Aristarco describe y aplica un ingenioso método geométrico para determinar la razón de las distancias Tierra-Sol y Tierra-Luna. La idea básica, en términos modernos, es que la Tierra, el Sol y la Luna constituyen los vértices de un triángulo rectángulo cuando la Luna está en cuarto creciente (o menguante); la relación mencionada es, entonces, la tangente trigonométrica del ángulo bajo el cual se ve el Sol en ese momento. El método es perfectamente válido desde el punto de vista teórico, pero en la práctica, el ángulo en cuestión es muy difícil de medir con la precisión requerida, no sólo en tiempos de Aristarco sino aun en nuestros días. Aristarco lo estimó en 87 grados (siendo que es mayor de 89) y concluyó que el Sol está entre 18 y 20 veces más lejos que la Luna (cuando que el valor correcto es 400). Más ingenioso aún es el método que expone para determinar el tamaño de la Luna, utilizando un eclipse lunar; el valor que obtuvo (un tercio del de la Tierra) es, en cambio, excelente para su época (la Luna mide como la cuarta parte de la Tierra). Sin embargo, la importancia de estos trabajos de Aristarco no radica en sus resultados numéricos, que pueden haber sido buenos o malos, sino en el hecho mismo de que se haya planteado la posibilidad de llevar al cabo tales mediciones y que haya desarrollado métodos para ello. Nos encontramos, por primera vez, ante una nueva perspectiva del Universo, en la cual se le despoja de un carácter místico para convertirlo en un ente

34 34 físico no sólo comprensible a través de la razón, sino provisto de dimensiones físicas medibles. Curiosamente, la fama actual de Aristarco no se deriva de sus mediciones sino de su modelo del Sistema Solar. En su libro El contador de arena, Arquímedes nos dice, hablando de Aristarco, que "Sus hipótesis son que las estrellas fijas y el Sol permanecen inmóviles, que la Tierra gira alrededor del Sol en la circunferencia de un círculo, con el Sol en el centro de la órbita..."; y Plutarco, en su tratado En la faz de la Luna, cuenta que Aristarco fue acusado de impiedad por suponer que "el cielo permanece en reposo, y la Tierra se desplaza en un círculo oblicuo rotando, al mismo tiempo, sobre su propio eje". No se puede ser más claro: nos encontramos, por primera vez, ante la idea de una Tierra trasladándose alrededor del Sol y rotando sobre su eje. Es por ello que a Aristarco se le suele llamar, con justa razón, "el Copérnico griego". Sus ideas, sin embargo, fueron impugnadas por sus contemporáneos y terminaron por caer en el olvido; la razón es fácil de comprender. Para su desgracia, se había adelantado a su época "nada más" 17 siglos! EL TAMAÑO DE LA TIERRA El método de Aristarco para determinar la distancia entre la Tierra y la Luna no da como resultado esta distancia en unidades "absolutas" como metros, kilómetros o millas, sino que la da en términos de las dimensiones de la Tierra. El propio Aristarco obtuvo un valor de 19 radios terrestres, muy apartado del valor real de 60, pero su principal error no se derivó ni del método empleado ni de sus mediciones, sino del valor que le asignó al diámetro aparente de la Luna, el cual tomó como de 2 grados, siendo que es cuatro veces menor. Lo interesante, sin embargo, es que independientemente de la precisión del cálculo, el resultado seguía sin darle una idea clara de la distancia a la Luna, ya que en esa época aún se desconocían las dimensiones de la Tierra. La primera mención conocida de las dimensiones de nuestro planeta se debe ya lo hemos dicho a Aristóteles, quien le asigna una circunferencia de estadios sin señalar la procedencia del dato. La segunda proviene de Arquímedes: estadios, también sin mayor información. Y la tercera, la más precisa y la única exhaustivamente detallada, es la de Eratóstenes, el propio autor de la medición.

35 35 Nacido en la ciudad africana de Cirene hacia el año 276 a.c. y llamado por el rey de Alejandría, Tolomeo Evergetes, para hacerse cargo de la dirección de la célebre biblioteca, hacia el 250 a.c., Eratóstenes aprovechó su inventiva y sus conocimientos del cielo (era geógrafo de profesión) para medir nada menos que la Tierra. Su método fue tan ingenioso como simple. En sus viajes había visitado la ciudad egipcia de Siene, situada unos 800 kilómetros al sur de Alejandría, en lo que hoy es Asuán. Pues bien, en Siene había un pozo muy profundo, y Eratóstenes recordaba que en el día más largo del año el día del "solsticio de verano", o sea, el 21 de junio aproximadamente los rayos del Sol iluminaban, a mediodía, el fondo del pozo; eso significaba que, en ese momento, los rayos del Sol caían verticalmente o, en otras palabras, que el Sol estaba exactamente sobre la ciudad. Sin embargo, ese fenómeno no se presentaba en Alejandría: el mismo día y a la misma hora los objetos producían sombra, lo cual indicaba que el Sol no se hallaba directamente sobre ella. Atribuyendo este hecho a la esfericidad de la Tierra y comparando la longitud de la sombra con la del objeto que la producía, fue fácil para Eratóstenes determinar el ángulo entre el Sol y la vertical resultó ser de unos 7 grados y medio, que es también el ángulo entre Siene y Alejandría visto desde el centro de la Tierra. Ahora bien, 7 grados y medio son, aproximadamente, 1/50 de una "vuelta completa" (que es de 60 grados) y, en consecuencia, la distancia entre Siene y Alejandría es la misma fracción (1/50) de la circunferencia de la Tierra. Por lo tanto, la circunferencia de la Tierra es de 50 x 800 = kilómetros! Figura 15. Eratóstenes calculó por primera vez la circunferencia terrestre, utilizando un esquema como éste para explicar la ausencia de sombras en Siene y su presencia en Alejandría en el mismo momento.

36 36 Es obvio que los números que hemos presentado no son los mismos que usó Eratóstenes; la circunferencia de la Tierra es efectivamente de kilómetros, pero el valor que obtuvo Eratóstenes fue de estadios. Para saber qué tan preciso es este resultado habría que saber qué tipo de "estadio" usó, ya que se usaban varios, ligeramente diferentes. Pero con el más común, de metros, la concordancia resulta sorprendente, aunque ello debe atribuirse más a la casualidad que a la precisión de las mediciones. Pero eso no demerita en lo más mínimo de trabajo de Eratóstenes. Siempre se le recordará como el primero que midió, científicamente, nuestro planeta. ESFERAS SOBRE ESFERAS Con la muerte de Aristarco, hacia el año 230 a.c., el estudio del Sistema Solar entra de lleno en una etapa que Arthur Koestler llama con razón, "el divorcio de la realidad". Por qué se olvidaron las ideas heliocéntricas de Aristarco? Por qué se retornó a la idea del círculo como la única órbita posible? Nadie lo sabe. El hecho es que durante 400 años astrónomos de jerarquía indiscutible, justamente célebres por sus innovaciones y descubrimientos en diversos campos de la astronomía, se empecinaron, en lo que se refiere al Sistema Solar, en reproducir los movimientos de los planetas con la mayor precisión posible por medio de combinaciones de trayectorias circulares. No sólo no les preocupaba el grado de complejidad que alcanzaran sus arreglos, sino que, peor aún, no les importaba si éstos eran reales. Se habían divorciado de la realidad, y la astronomía planetaria se había convertido en un simple ejercicio de geometría. La mayor parte de los historiadores de la astronomía coinciden en señalar a Hiparco de Nicea como el astrónomo más grande de la antigüedad. Trabajó en la isla de Rodas entre los años 160 a.c. y 120 a.c. ya hemos mencionado que fue el único de los grandes astrónomos de la época que no vivió en Alejandría y su obra es de una magnitud y diversidad poco común: entre otras cosas, inventó la trigonometría (para facilitar sus cálculos), elaboró el primer catálogo de estrellas del que se tiene noticia e inventó la escala de "magnitudes" que seguimos usando para describir su brillo; descubrió la precesión de los equinoccios; determinó la distancia a la Luna por el método de Aristarco (obtuvo un valor de 59 radios terrestres, muy cercano al real, que es de 60) y desarrolló una construcción geométrica para reproducir los movimientos del Sol y de la Luna por medio de "excéntricas" y "epiciclos" (curvas engendradas por ciertas combinaciones de movimientos

37 37 circulares). Cabe señalar, sin embargo, que la única obra suya que nos ha llegado es un trabajo de juventud, de poco valor científico; sus logros importantes los conocemos porque se detallan en la obra de otro gran astrónomo: Tolomeo. Claudio Tolomeo constituye, en cierto sentido, el clímax y el fin de la astronomía griega. Nada sabemos de su vida, excepto que vivió y trabajó en Alejandría entre los años 127 y 141 (ya de nuestra era). No se distinguió ni como observador ni como teórico, pero tuvo el mérito indiscutible de recopilar en un extenso tratado todos los conocimientos astronómicos de su época. Lo llamó Megiste Sintaxis, que en griego significa "Gran colección", pero nosotros la conocemos como Almagesto, debido a que lo que nos llegó no fue la obra original sino una traducción al árabe (Al- Magisti: la mayor obra). Su importancia no puede ser menospreciada; por un lado es, con mucho, la fuente de información más rica sobre la astronomía griega y, por otro, fue el "libro sagrado" de la astronomía durante casi 15 siglos, superado sólo por las obras de Aristóteles. Consta de 13 libros, casi todos recopilaciones de trabajos anteriores. Los primeros seis tratan temas como el movimiento de la bóveda celeste, la duración del año, la duración del mes, el funcionamiento de un instrumento llamado "astrolabio" y los eclipses; los dos siguientes contienen un catálogo de estrellas casi idéntico al de Hiparco y los cinco últimos contienen la contribución astronómica más importante de Tolomeo: su teoría de los movimientos planetarios. Esta es una simple extrapolación, a todos los planetas, de las construcciones geométricas que Hiparco había usado para reproducir los movimientos del Sol y de la Luna. El resultado es un complicadísimo sistema en el cual excéntricas, epiciclos y deferentes se entrelazan caóticamente en un desesperado intento por reproducir los movimientos planetarios sin violar la rígida norma de trayectorias circulares. Cómo sería el sistema que, según cuenta Gracián, cuando alguien se lo explicó a Alfonso X, el Sabio, éste exclamó: "si el Supremo Hacedor me hubiera consultado antes de embarcarse en la Creación, le hubiese recomendado algo mucho más simple".

38 38 Figura 16. El Partenón, obra maestra de la arquitectura que nos legó la cultura griega. I I I. L A E D A D D E O R O OSCURIDAD CON la declinación de la civilización griega se extiende sobre el pensamiento humano la inmensa noche de la Edad Media. En lo que concierne a la ciencia, el nuevo amo del mundo, el Imperio romano, solamente vino, vio y... se fue. Hubo, desde luego, algunas luces aisladas, unas más brillantes que otras: Plinio el Viejo, por ejemplo que murió asfixiado por los humos del Vesubio en el año 79, nos legó, en su Historia natural, un excelente compendio del saber de la época, y Titius Lucretius Carus, más conocido como Lucrecio, expuso su visión atomista y evolutiva del Universo en su magno poema De Natura Rerum (Sobre la naturaleza de las cosas). Pero en general, el afán de saber y el gusto por la vida se fueron desmoronando paulatinamente a la par que el Imperio romano. Este proceso se inicia en el año 284, cuando Diocleciano lo fragmenta en Imperio de Oriente e Imperio de Occidente; después, los sucesos se precipitan: los hunos invaden Europa en el año 375 seguidos por godos, visigodos y vándalos. Roma se defiende gallardamente, pero poco a poco sus fuerzas se van

39 39 mermando; en sólo 35 años es tomada y saqueada dos veces (en el 410 y en el 445), y el inevitable fin llega en el año 476 con la deposición de Rómulo Augústulo, último emperador romano de Occidente. La noche ha empezado en Europa y habrá que esperar 700 años para vislumbrar la aurora. Quedaba, sin embargo, el Imperio de Oriente. Mientras Roma luchaba por su vida, Constantinopla su capital, fundada en el año 324 por el emperador Constantino, se había ido fortaleciendo hasta convertirse en el centro comercial y económico más poderoso de la época. Por desgracia, sus raíces mismas iban a constituir un impedimento para el desarrollo científico ya que el propio Constantino le había conferido, al erigirla, un carácter esencialmente religioso. El motivo fue, desde luego, político, pero habría de tener consecuencias desastrosas para la ciencia ya que el cristianismo nunca se ha caracterizado y menos en aquella época, en que luchaba por sobrevivir por mantener una actitud positiva ante la ciencia. Así, por ejemplo, un típico representante de la época llamado Lactancio, ridiculiza la idea de la esfericidad de la Tierra en su libro Sobre la falsa sabiduría de los filósofos, argumentando lo divertido que debe ser ver a los antípodas caminando de cabeza o la lluvia "cayendo" hacia arriba. Y, mucho más importante por su trascendencia, es la condena que hace Agustín, obispo de Hipona (África), en su Enchiridion: "Cuando [...] se plantea la pregunta de lo que hemos de creer en cuanto a religión, no es necesario indagar la naturaleza de las cosas como lo hacían aquellos a quienes los griegos llamaban 'physici', tampoco debemos alarmamos porque los cristianos ignoren la fuerza y el número de los elementos; el movimiento y el orden y los eclipses de los cuerpos celestes; la forma de los cielos; las especies y la naturaleza de los animales, plantas, piedras, fuentes, ríos, montañas; la cronología y las distancias; las señales de las tormentas en ciernes, y mil cosas más que esos filósofos han hallado o creen haber descubierto [...] Baste para el cristiano saber que la única causa de todas las cosas creadas [...] sean celestes o terrenales[... ] es la bondad del Creador, único Dios verdadero". Ante este tipo de ideas, que son las que prevalecieron durante más de años, no es de extrañar que las ciencias cayeran en un bache sin precedentes. En astronomía, en particular, no hubo un solo descubrimiento de importancia capital desde Tolomeo hasta Copérnico. Y es que el hombre había perdido la alegría de vivir y, en consecuencia, el afán de saber; por que preocuparse, a fin de cuentas, por este valle de lágrimas, al que sólo se viene a sufrir y a pagar el pecado que nos da la vida, si el hombre

40 40 no fue creado para esta empresa, sino para honrar al Señor? No fue acaso el probar del árbol de la sabiduría el primer pecado capital? Ante semejantes estímulos, la ciencia languideció; el hombre había vuelto los ojos al cielo, pero no miraba las estrellas. En todo el mundo era noche cerrada. EL DESCUBRIMIENTO DE LA TIERRA Mientras tanto, en el Imperio de Oriente, el emperador Justiniano se encargó de aniquilar los últimos vestigios de pensamiento "libre" clausurando, en el año 529, la Escuela de Atenas. El golpe fue devastador y por el momento pareció que la ciencia no podría recuperarse; pero, como tantas otras veces, la decadencia de una cultura habría de compensarse con el surgimiento de otra, más ignorante en un principio, es verdad, pero también más vigorosa y emprendedora: la cultura musulmana, que en sólo 100 años iba a transformar drásticamente esta situación. Figura 17. La Mezquita de Santa Sofía en Estambul (antes Constantinopla) es muestra viva de la pasada grandeza de la capital del Imperio Romano de Oriente. Mahoma, gran unificador de los pueblos árabes, nació en La Meca en el año 570 y comenzó a predicar cuando contaba con unos 40 años de edad. Obligado a huir de su ciudad natal en el 622 episodio conocido como la "Hégira", vuelve como conquistador en el 630. A su muerte, acaecida dos años más tarde, sus enseñanzas se recopilan en el Corán (en árabe Qur'an: relato), y es hasta entonces que la grandeza de su obra unificadora comienza a manifestarse en todo su esplendor. Convencidos de poseer la única religión verdadera, los pueblos árabes se lanzan a la conquista del mundo al grito de "Alá es el único dios y

41 41 Mahoma su profeta". En sólo 30 años el imperio se extiende desde las fronteras de la India, por un lado, hasta África y el Mediterráneo, por el otro (según se cuenta, al tomar Alejandría en el 640, el caudillo musulmán Amr ibn al- As exclamó, al tiempo que señalaba la famosa biblioteca: "Si están de acuerdo con el Corán, sus libros son inútiles; si no lo están, son infieles. Quémenlos."). Felizmente, los conquistadores árabes no intentaron aniquilar la cultura de los pueblos sojuzgados; careciendo de una propia, se dedicaron, más bien, a recopilar, unificar y asimilar las diversas tradiciones culturales que iban encontrando, con lo que, a la larga, habrían de crear una nueva cultura, la suya propia, más abierta y con un carácter marcadamente cosmopolita. Curiosamente, su religión contribuyó al proceso de manera decisiva, ya que el Corán, por un lado, está decididamente orientado hacia este mundo y, por el otro, prácticamente no contiene dogmas científicos. Con el auge del imperio sobreviene el ansia de saber: hacia el año 765, el califa de Bagdad, Al-Mansur, decide invitar a su corte a todos los estudiosos del imperio; su sucesor, Harún Al-Rashid el célebre califa de Las mil y una noches ordena la primera traducción al árabe del Almagesto de Tolomeo (la versión final se originó hasta fines del siglo IX) y el proceso culmina con la creación, hacia el 835, de la "Casa de la Sabiduría" por el califa Al- Mamún. Bagdad habrá de ser la "Nueva Atenas" hasta el fin del milenio y, en particular, en ella habrá de preservarse y extenderse el conocimiento astronómico. Fiel reflejo de ello es la multitud de palabras árabes que encontramos en la astronomía actual: nombres de estrellas como Aldebarán, Altair o Mizar, términos astronómicos como zenit o nadir y hasta el nombre de la Biblia de la astronomía medieval: el Almagesto. Vale la pena mencionar, como simple curiosidad, que los nombres de los astrónomos árabes nos han llegado, en cambio, latinizados. En contra de lo que pudiera pensarse, esto es algo que debemos agradecer a los traductores, ya que, por ejemplo, Muhammad ibn Jabir ibn Sinan abu Abdullah al-battani llegó a nosotros, simplemente, como Albategnius. Poco a poco, hacia fines del milenio, la situación comienza a cambiar en Europa: hay paz, nuevos inventos multiplican la productividad agrícola, el comercio se activa y las ciudades adquieren nueva vida; la avidez por el conocimiento crece día con día y las traducciones del árabe al latín comienzan a exigirse (en Toledo, Gerardo de Cremona traduce 70 obras, entre ellas el Almagesto, de 1160 a 1187); se fundan universidades en Bolonia, Oxford y París, donde se estudia a los griegos (que se han filtrado a través de España); Cimabue y el Giotto revolucionan la pintura, preparando el

42 42 terreno para los Leonardo y Miguel Ángel que están por llegar; y, por último, los viajes de Marco Polo señalan la existencia de horizontes insospechados que inflaman la imaginación tanto tiempo aletargada, permitiendo vislumbrar la era de exploración y aventura que se avecina y que habrá de culminar con el viaje de Colón. El hombre, en síntesis, vuelve a descubrir la Tierra. La astronomía, desde luego, participa de esta efervescencia, pero para obtener grandes logros habrá de esperar otros cien años. La razón es evidente: un milenio después de su muerte, Tolomeo sigue siendo el "último grito" y, en consecuencia, el que señala el rumbo. Así, por ejemplo, hacia fines del siglo XV Girolamo Fracastoro construye un sistema de 79 esferas! para explicar el comportamiento de los planetas. Pero es sólo el canto de agonía del cisne; en esos momentos, un canónigo polaco se prepara calladamente en Italia y habrá de ser él quien dé el siguiente paso Y qué paso! Figura 18. Astrónomos persas. COPÉRNICO Nicolás Copérnico (versión españolizada de Copernicus que, a su vez, es la versión latinizada del original Koppernigk) nació el 19 de febrero de 1473 en la ciudad de Torun, a orillas del río Vístula. Fue, según lo describió Stephen P. Mizwa, "un eclesiástico por el deseo de su tío-tutor y, por vocación, un artista cuando buscaba relajarse, un médico por su entrenamiento y predilección, un economista por accidente, un hombre de estado y un soldado por necesidad, y un hombre de ciencia por la gracia de Dios y por amor a la verdad en sí misma". Enviado a Italia por su

43 43 tío Lucas Watzelrode para estudiar leyes canónicas, aprovecha para instruirse también en medicina y astronomía en Bolonia, Padua y Ferrara. A la edad de 33 años vuelve a su patria, donde le espera la canongía de Frauenburg que su tío le ha tramitado, pero, de hecho, se convierte en médico y secretario de Lucas. Allí, en razón de su puesto, se ve obligado a intervenir en infinidad de disputas locales y en guerras contra el invasor (los "caballeros teutónicos"); la paz se firma en 1521 y Copérnico se ve libre, finalmente, para dedicarse de lleno a la astronomía (su tío había muerto en 1512). Unos años más tarde (alrededor de 1528) publica su primer tratado astronómico el Commentariolus o Pequeño comentario, escrito probablemente hacia 1512, cuyo impacto fue considerable, y 10 años más tarde, en 1539, decide, ante la presión del joven astrónomo Georg Joachím más conocido como Rheticus publicar su obra magna: De revolutionibus orbium coelestium, cuyo primer ejemplar impreso llegó a sus manos, según la tradición, en su lecho de muerte, el 24 de mayo de La idea fundamental del trabajo de Copérnico, la que habría de asegurarle un lugar entre los inmortales, fue la sustitución de la Tierra por el Sol como centro del Universo, "degradando" a la primera a la categoría de simple planeta. Cabe señalar, sin embargo, que su pretensión no era, ni con mucho, la de originar una revolución; conservador hasta la médula de sus huesos, buscaba simplemente una disposición geométrica del Sistema Solar que permitiese una explicación del movimiento observado de los planetas en términos exclusivamente de movimientos circulares "puros", cuyo abandono en aras de "excéntricas" y "deferentes" criticaba acerbamente. Él mismo narra cómo tuvo que explorar textos filosóficos antiguos y contemporáneos a la caza de explicaciones alternativas a la de Tolomeo a quien, por cierto admiraba y cómo las encontró en Filolao, Aristarco e Hicetas, todos los cuales desplazaban a la Tierra de su privilegiada posición. Los nuevos principios deben haber estado claros en su mente desde épocas relativamente tempranas, ya que el Commentariolus, en el que expone sus ideas por primera vez, se inicia con una "declaración de principios" entre los que se cuentan: "2. El centro de la Tierra no es el centro del Universo sino solamente el de la gravedad y el de la órbita de la Luna", y "3. Todas las esferas giran en torno al Sol, como si estuviera en el centro de todo, así que el centro del mundo está cerca del Sol". De hecho, las siete hipótesis del Commentariolus contienen ya todos los principios del sistema copernicano; suenan tan "modernas" que al leer el resto del tratado no se puede evitar una profunda desilusión, pues en su intento por mantenerse

44 44 dentro de la regla de movimientos circulares, Copérnico introduce, también, los omnipresentes epiciclos. Y nunca se librará de ellos, ni siquiera en su obra cumbre. En De revolutionibus orbium coelestium, Copérnico expande y perfecciona su sistema del mundo. Una traducción fiel de este título no es fácil: se le menciona, indistintamente, como Sobre las revoluciones de las órbitas celestes, El libro de las revoluciones de las esferas celestes o variaciones ligeramente diferentes de las anteriores. La edición original consta de seis "libros" de los cuales los más importantes son los últimos dos, dedicados a los movimientos aparentes de los planetas, sus distancias al Sol y sus tiempos de revolución y de un prólogo (no autorizado por Copérnico), escrito por un tal Andreas Osiander matemático y teólogo luterano, en el cual se explica que la obra es una mera hipótesis que no debe tomarse muy en serio. El fin de este prólogo era, desde luego, evitar fricciones con la Iglesia para la cual la Tierra era el centro del Universo, puesto que en ella moraban las criaturas del Señor pero no estaba firmado, lo cual invitaba a considerarlo como el punto de vista del autor. Debido a ello, en parte, y debido a que la obra misma es particularmente oscura e ilegible, De revolutionibus no tuvo el impacto que era de esperar. Más aún, la pretendida "simplificación" del sistema tolemaico no era tal: Copérnico necesitaba de 48 esferas para explicar los movimientos de los planetas, contra sólo 40 del modelo tolemaico en boga! Su verdadero valor astronómico y filosófico, el de expulsar a la Tierra de una posición privilegiada, habría de ser comprendido solamente medio siglo más tarde; era el turno de Kepler y Galileo. Figura 19. En el mural de Juan O'Gorman de la Biblioteca Central de Ciudad Universitaria se contemplan el Universo de Tolomeo y el de Copérnico. KEPLER Y TYCHO

45 Al igual que Copérnico, Kepler estaba destinado a una carrera eclesiástica pero desvió sus pasos hacia la astronomía. Nacido en la pequeña ciudad de Weil perteneciente al ducado de Württemberg en 1571, estudió teología en Tübingen, donde tuvo la suerte de contar con un excelente maestro de matemáticas y astronomía: Michael Maestlin. En una de sus lecciones, Maestlin exponía las razones por las que el sistema de Tolomeo era el "bueno" y el de Copérnico el "malo" (probablemente para conservar su puesto), pero esas "razones" no deben haber sido muy convincentes, ya que el joven Kepler fue desde entonces un ferviente copernicano. En 1594 acepta su puesto como maestro de matemáticas en una escuela secundaria de Graz, a pesar de que aún pensaba en terminar sus estudios y convertirse en un pastor luterano; sin embargo, el trabajo le deja tanto tiempo libre que comienza a elucubrar alrededor del sistema copernicano. La pregunta que le asalta es por qué las distancias de los planetas al Sol son las que son y no otras? Y de pronto, el 19 de julio de 1595 (anotó la fecha para no olvidarla), cree encontrar la respuesta: las distancias de los planetas al Sol corresponden a los radios de esferas inscritas o circunscritas en los 5 sólidos geométricos regulares. La idea es fascinante, desde el punto de vista estético, pero tiene el problema de ser totalmente falsa; de hecho, las distancias a las que conduce dejan mucho que desear. Pero Kepler cree encontrarse ante una "revelacion sin precedentes, y en 1597 publica su teoría en un libro con un título larguísimo que ha pasado a la historia como el Mysterium Cosmographicum o Prodromus, del cual envía copias a los astrónomos más famosos de la época (a Galileo y a Tycho Brahe, entre otros). Un año más tarde, sin embargo, se inicia en Graz la persecución de los protestantes; Kepler es invitado a quedarse pero, lanzado ya de lleno a la astronomía, prefiere aprovechar la oportunidad para emigrar a Praga a trabajar con el gran Tycho Brahe. 45

46 46 Figura 20. Edificio principal de Uraniborg "El Castillo de los Cielos", donde Tycho Brahe vivió y realizó la mayor parte de sus observaciones. Tycho ( ) fue, sin duda, todo un personaje. Fatuo, codicioso y pendenciero perdió la nariz en un pleito por un problema matemático!, vivió siempre rodeado de lujos, comiendo espléndidamente y realizando las mejores observaciones astronómicas, las más precisas y detalladas anteriores al telescopio. Con el apoyo de Federico II, rey de Dinamarca (su país natal), construyó en la isla de Hveen su propio observatorio astronómico, Uraniborg, al cual dotó no sólo con los mejores instrumentos astronómicos de la época sino con lujos inconcebibles en sus días, como agua corriente en todas las habitaciones y tubos para intercomunicación. A la muerte de su benefactor, y como consecuencia de un problema económico (obviamente), dejó Dinamarca y aceptó el empleo de "matemático" en la corte de Rodolfo II, archiduque de Austria, rey de Bohemia y Hungría y emperador del Sacro Imperio. Llegó a Praga en 1599 y poco más de un año después, a fines de 1600, Kepler se le unió. Desde el punto de vista de las relaciones humanas, el encuentro fue un desastre: lo único que los dos genios tenían en común era la pasión por la astronomía y el mal carácter; pero como colaboración científica, en cambio fue todo un éxito: de él habría de surgir el primer modelo "moderno" del Sistema Solar. Tycho, sin embargo, no habría de participar directamente en ese trabajo, ya que su muerte acaeció sólo 18 meses más tarde, el 24 de octubre de Libre de molestias extraastronómicas y heredero de los copiosos y excelentes datos observacionales de Tycho (así como de su empleo), Kepler reinició el trabajo que el mismo Tycho le había encomendado desde su llegada a Praga: la determinación de la órbita de Marte. El trabajo era increíblemente tedioso: consistía en encontrar

47 47 una combinación de movimientos circulares ( los omnipresentes círculos!) capaz de reproducir la trayectoria observada del planeta, y Kepler se dedicó a ello con admirable tesón durante cinco años. En una ocasión, obtuvo un esquema geométrico que reproducía las observaciones con un error máximo de un ángulo de 8 minutos de arco que es un ángulo pequeñísimo, pero lo desechó argumentando que "la Diosa Divina nos dio en Tycho un observador tan fiel que un error de 8 minutos es inaceptable". Finalmente se convenció de la imposibilidad de su tarea dentro de la hipótesis de movimientos circulares, y sólo entonces vio la luz: la órbita de Marte era, simplemente, una elipse! A partir de ese momento todo se simplificó; es más, en sólo unos cuantos meses ya había descubierto otra particularidad de la órbita de Marte: la línea que lo unía al Sol "barría" áreas iguales en tiempos iguales. Publicó ambos resultados órbita elíptica y regla de las áreas en otro libro de título larguísimo, que conocemos como Astronomía Nova o Comentarios sobre los movimientos de Marte (aparecido en 1609); pero lo importante, y lo que muestra el genio de Kepler, es que ambos principios conocidos hoy día como las primeras dos leyes de Kepler no se mencionan como válidos solamente para Marte, sino que se aplican a todos los planetas. Y, en efecto, así ocurre. Figura 21. Johannes Kepler descubrió las leyes fundamentales de los movimientos planetarios utilizando las excelentes observaciones de Tycho Brahe. Un tercer descubrimiento la tercera ley de Kepler habría de aparecer en su libro Harmonices Mundi (La armonía del mundo), también llamado, por razones obvias, la "ley armónica". Ésta expresa el hecho de que, al dividir el cuadrado del tiempo que emplea un planeta en dar una vuelta completa alrededor del Sol entre el cubo de su

48 48 distancia media al mismo, se obtiene siempre el mismo número, independientemente de cuál sea el planeta (en lenguaje matemático: el cuadrado de los periodos es proporcional al cubo de las distancias medias al Sol). Es curioso notar que esta ley surge de una de las características más criticadas de Kepler: su inclinación al misticismo y al pensamiento "mágico" (llegó, incluso, a escribir la música que producen los planetas en su giro en torno al Sol). A decir verdad, todo el contenido del Harmonices Mundi tiene esta particularidad, excepto la tercera ley. El caso es, sin embargo, que sus razonamientos astronómicos son sorprendentemente claros, y que a su muerte, el 15 de noviembre de 1630, nos legó en su último libro, el Epítome, una visión del Sistema Solar fundamentalmente idéntica a la que tenemos ahora, incluso en lo que se refiere al tratamiento matemático. Más no se puede pedir. GALILEO Cuando Galileo se inscribió en la Universidad de Pisa como estudiante de medicina, en 1581, ni él ni nadie podía prever que su nombre pasaría a la posteridad. Contaba a la sazón con 17 años de edad; era discutidor nunca aceptaba las dogmáticas afirmaciones de sus maestros gratuitamente, soberbio, frío y gruñón, "cualidades" que le granjearon la enemistad de condiscípulos y profesores (sus compañeros le apodaban "el pendenciero"). Como, además, las clases de medicina le aburrían soberanamente, comenzó a considerar la posibilidad de cambiar de carrera, actitud que vino a reforzarse con su primer descubrimiento científico. Observando una larga lámpara que se balanceaba colgada del techo, en la catedral de Pisa, creyó advertir que sus oscilaciones duraban siempre el mismo tiempo, a pesar de que se iban haciendo cada vez más pequeñas. Cuenta la leyenda, que careciendo de reloj (aún no se inventaba), usó su propio pulso para corroborarlo, y resultó cierto! A partir de este momento, su decisión quedó tomada: estudiaría el movimiento; sería un científico. En un principio su padre se opuso, pero terminó por ceder y Galileo inició sus estudios de matemáticas que, como era de esperarse, le fascinaron. Por desgracia, la situación financiera de su familia comenzó a declinar y, finalmente, tuvo que abandonar los estudios sin llegar a obtener ningún grado. Su capacidad y su habilidad matemática, sin embargo, le permitieron obtener el puesto de profesor de matemáticas en la misma Universidad de Pisa en nuestros días no lo hubieran contratado por no tener título, donde permaneció hasta Un año más tarde lo encontramos

49 49 en Padua muy cerca de Venecia también como profesor de matemáticas. A estas alturas ya era relativamente célebre a causa de sus experimentos sobre la caída de los cuerpos realizados, según un famoso mito, desde lo alto de la Torre de Pisa, de algunos ingeniosos inventos y de sus brillantes cátedras; pero lo mejor aún estaba por venir. En uno de sus viajes a Venecia, en 1609, Jacob Badouere, gentilhombre francés, le informa de la existencia de un maravilloso instrumento que permite ver los barcos lejanos como si estuvieran cerca. Figura 22. Galileo Galilei mostrando a algunos sacerdotes lo que se podía observar con la ayuda del telescopio. "Oído esto escribe Galileo volví a Padua y me puse a pensar sobre el problema, resolviéndolo en la primera noche... Al día siguiente fabriqué el instrumento. Me dediqué enseguida a fabricar otro más perfecto, que seis días después llevé a Venecia, donde con gran maravilla fue visto por casi todos los principales gentilhombres de la República. "Galileo, en efecto, invitó al Senado de Venecia a utilizar su anteojo (el 8 de agosto de 1609), pero no lo hizo por motivos científicos. El resultado, eso sí, fue el que esperaba: tuvo tanto éxito que le duplicaron el sueldo a florines anuales y lo nombraron profesor vitalicio de la Universidad de Padua. Hay que reconocer, sin embargo, que una vez resuelto su problema económico se dedicó con ahínco a usar su instrumento para fines científicos y, en particular, para estudiar el cielo. Empezó con la Luna, que, según la descripción de Dante en el Paraíso, es "lucidora, densa, sólida y pulida, cual diamante que al Sol brilla", pero oh desilusión! lo que vio fue una superficie irregular cubierta de cráteres y montañas; siguió con las estrellas, cientos de las cuales, invisibles hasta entonces, se revelaron a sus ojos. Observó después la Vía Láctea esa banda luminosa que cruza el cielo de lado a lado y

50 50 descubrió que consta, en realidad, de miles de estrellas; y, por último, volvió el aparato hacia Júpiter, al cual le detectó 4 satélites! Descubrimientos tan asombrosos tenían que darse a conocer y, para ello, escribió un librito titulado Sidereus Nuncius (Mensajero de las estrellas), que salió a la luz en marzo de 1610 y tuvo éxito inmediato. La barrera que separaba al hombre de los astros, considerada infranqueable hasta entonces, había sido salvada; más aún, si el pequeño telescopio de Galileo había producido descubrimientos tan espectaculares en sólo unos meses, qué maravillas no esperarían al hombre, con toda la eternidad por delante, una vez que se construyeran telescopios más grandes! Sin embargo, no todos pensaban así: Cremonini y Libri, profesores de filosofía en la Universidad de Padua, no sólo impugnaban los nuevos hallazgos, sino que se negaron siempre a ver a través del telescopio. "No les bastaría escribió Galileo el testimonio de la misma estrella si bajase a la Tierra y hablase de sí misma." Y a la muerte de Libri, ocurrida poco tiempo después, volvió sobre el tema: "Libri no quiso ver mis menudencias celestes cuando estaba en la Tierra; quizá lo haga ahora que ha subido a los cielos." El rechazo de los conservadores era, empero, muy comprensible. La "imperfección" de la Luna atacaba los principios mismos del dogma religioso, basado en la perfección de los cielos, y lo mismo hacían la existencia de estrellas invisibles a simple vista para qué están ahí, si Dios hizo a las estrellas para deleite del hombre y los satélites de Júpiter "la Tierra es el (único) centro del Universo", que apoyaban, en cambio, la teoría copernicana. En vista de ello, la Iglesia contraatacó: en 1616, De revolutionibus fue incluido en el "Índice de libros prohibidos" junto con el Epítome de Kepler, y Galileo fue amonestado y advertido de que no debía enseñar que la Tierra se mueve.

51 51 Figura 23. Manuscrito de Galileo mostrando sus observaciones de las lunas de Júpiter. Cabe mencionar que mucho antes, en 1610, había descubierto que Venus presenta "fases" como la Luna hecho que también apoyaba a la teoría copernicana y que el Sol tiene "manchas" lo que también era "antirreligioso", después de lo cual se había mudado a Toscana. De hecho, Galileo no fue el descubridor de las manchas del Sol, pero se autonombró como tal. Ya en Toscana dejó pasar unos años, durante los cuales trabajó en proyectos de física pura que habrían de tener una gran trascendencia, pero que no tenemos tiempo de mencionar, y después volvió a la carga: escribió el Diálogo sobre los dos máximos sistemas del mundo, en el que ridiculiza la teoría de Tolomeo en favor de la copernicana. El libro apareció en 1630 y dos años más tarde la Inquisición lo llamaba a juicio. Declarado culpable de desobedecer las órdenes de la Iglesia, después de tres interrogatorios en los que se mostró humilde y fiel creyente fue obligado a abjurar de las ideas que exponía en el Diálogo el 22 de junio de Se dice que después de emitir el juramento que se le "solicitaba", murmuró por lo bajo: eppur si muove, o sea, "sin embargo, se mueve"; pero esto no pasa de ser tan sólo leyenda. Aunque formalmente pasó el resto de su vida bajo arresto (en Arcetri, cerca de Florencia), podía recibir los visitantes que quisiera y escribir lo que deseara (pero no publicarlo). A su muerte, acaecida el 8 de enero de 1642, el gran duque de Toscana pidió permiso para elevar un monumento sobre su tumba, pero el papa Urbano VIII no lo permitió. Las heridas en el seno de la santa madre iglesia eran aún demasiado recientes. Tanto así, que hubo que esperar casi

52 años para que un jurado eclesiástico, después de revisar el juicio, le concediera la absolución, en 1983! NEWTON Uno de los atributos más fascinantes de la ciencia es la manera en que hechos aparentemente sin conexión entre sí se revelan de pronto, gracias a la inspiración de algún genio, como aspectos diferentes de un mismo fenómeno. Un ejemplo de ello probablemente el más notable ocurrió en Inglaterra en Los hechos en apariencia independientes fueron el movimiento de los planetas y la caída de los cuerpos, cuyas leyes acababan de ser descubiertas por Kepler y Galileo, y el genio unificador fue Isaac Newton. Figura 24. Según una leyenda, la caída de una manzana inspiró a Newton su ley de la gravitación universal. Cuando se habla de Newton, los adjetivos parecen resultar insuficientes: "no está dado a ningún mortal el aproximarse más a los dioses", dice Edmund Halley (célebre astrónomo, contemporáneo suyo, de quien hablaremos más tarde); "por el poder de su espíritu sobrepasó al género humano", reza la inscripción de su estatua frente al Trinity College, y así sucesivamente. Nacido en Woolsthorpe, Inglaterra, el 4 de enero de 1643 el 25 de diciembre de 1642, según el erróneo calendario que se seguía a la sazón en Inglaterra, abandona sus aburridas obligaciones en la granja familiar a los 18 años de edad para estudiar matemáticas con Isaac Barrow en el Trinity College de Cambridge, donde obtiene el grado de Bachiller en Artes en Ese mismo año se declara una epidemia la peste bubónica que obliga a cerrar la escuela, y Newton vuelve a la casa familiar de

53 53 Woolsthorpe a disfrutar de sus forzadas vacaciones. Así empezó uno de los momentos culminantes de la historia de la ciencia. En los dos años que duró la plaga, Newton iba a crear "nada más" los cimientos de la física clásica, del cálculo infinitesimal y de la espectroscopia. Y todo ello antes de cumplir los 25 años! El mismo Newton, ya anciano, escribió, refiriéndose a esa época: "Esto aconteció durante las pestes de 1665 y 1666, pues estaba entonces en el alba de mi inventiva, y me preocupaban las matemáticas y la filosofía mucho más que posteriormente." Entre las cosas que le preocupaban estaba el movimiento de los astros. Y la solución al problema llegó, según una célebre anécdota contada a Voltaire por su sobrina Catherine Barton. Una noche de Luna en que Newton dormitaba al pie de un manzano, al caer uno de sus frutos lo miró pensativo; después miró a la Luna, preguntándose por qué ella no caía. Y, de pronto, se hizo la luz!: la Luna sí caía; si no lo hiciera, se alejaría cada vez más de la Tierra. Era el "peso" de la Luna lo que la mantenía ligada a la Tierra! La importancia de este descubrimiento no puede ser menospreciada: demostraba, de una vez por todas, que los astros están regidos por las mismas fuerzas por las mismas leyes naturales, en suma que rigen en la Tierra. Las repercusiones filosóficas de este hecho habrían de ser tan importantes, o más, que las científicas. En un momento de inspiración, Newton había sentado las bases de la ciencia moderna. Newton estaba convencido de que el "nuevo" fenómeno, la "gravitación", era válido para todos los cuerpos; estaba convencido de que era universal. Pero tenía que probarlo y, para ello, necesitaba encontrar una expresión matemática que le permitiera evaluar la fuerza gravitacional entre dos cuerpos cualesquiera. Y eso es lo que hizo: aprovechando que las leyes de Kepler describían correctamente el movimiento de los planetas, calculó la fuerza que se requería para mantener a la Luna en órbita alrededor de la Tierra. Su resultado ha pasado a la posteridad con el nombre de "Ley de la gravitación universal". Como muestra de su importancia, baste señalar que aún en nuestros días, tres siglos después de Newton, sigue siendo usada para describir el comportamiento de los cuerpos que componen el Sistema Solar. Como dice Paul Couderc, "después de Newton, el Sistema Solar adquirió la apariencia de un campo de ejercicios para los matemáticos..." La fecundidad intelectual de Newton durante los años de la plaga no tiene parangón en la historia de las ideas. Además de descubrir la gravitación universal, se dio tiempo para

54 54 inventar el cálculo infinitesimal y para realizar un importante descubrimiento concerniente a la naturaleza de la luz. Lo que descubrió en este último caso fue que un prisma de vidrio descomponía la luz del Sol en un abanico de colores semejante al arco iris (Newton lo llamó "espectro", nombre que conserva hasta la fecha); además, invirtiendo el experimento o sea, mezclando los colores del arco iris, demostró que la luz blanca es la mezcla de rayos luminosos de todos los colores. Ni siquiera un genio de su calibre podía sospechar que, 200 años más tarde, este hecho permitiría al hombre averiguar la composición química de las estrellas. El resto de su vida es, en cierto sentido, un anticlímax: al extinguirse la plaga vuelve a "Cambridge, donde permanecerá hasta el fin de sus días como titular de la cátedra lucasiana de matemáticas (a partir de 1669). Pero, a partir de este momento, su actividad científica comienza a declinar ostensiblemente, a la par que crece su afición por la alquimia. Sólo una vez habrá de volver al "buen camino", pero el resultado será espectacular: después de casi 20 años de silencio, su amigo Edmund Halley logra convencerlo para que publique sus descubrimientos. Una vez decidido, trabaja incansablemente durante tres años para dar a luz la obra cumbre de la historia de la física: la Philosophiae Naturalis Principia Mathematica, más conocida como los Principia, donde se exponen los principios que han de regir a la física durante los dos siglos siguientes. Halley mismo paga la edición, que sale al público en el otoño de 1687 y que pronto convierte a Newton en el científico más célebre de Europa. Pero ni este resonante triunfo logra apartar a Newton de la alquimia; peor aún, a raíz de ciertas conversaciones sostenidas con el filósofo John Locke adquiere un profundo interés en los misterios de la Trinidad y en los problemas de la cronología bíblica, y el resto de su vida habrá de dividir sus energías entre la Biblia y la alquimia. En razón a sus méritos, sin embargo, es nombrado director de la Casa de Moneda, en 1699, presidente de la Royal Society en 1703 y armado caballero en A su muerte, el 3 de marzo de 1727, sir Isaac Newton recibe el honor de ser enterrado en la abadía de Westminster. Cuarenta años antes, Halley había escrito en la oda con que prologó los Principia:... a través de su mente Febo ha arrojado en abundancia el resplandor de su propia divinidad...". Y el tiempo le ha dado la razón.

55 55 Figura 25. Sir Isaac Newton. I V. E L S I S T E M A S O L A R INTRODUCCIÓN EN ESTE capítulo hablaremos sobre los distintos cuerpos que forman el Sistema Solar. En los últimos años, gracias a la exploración espacial, nuestros conocimientos han crecido enormemente. Por un lado, se han descubierto nuevos fenómenos que nos han ayudado a resolver problemas, y por otro, han surgido muchas nuevas incógnitas. La exploración espacial ha confirmado una vez más la validez del método científico y la posibilidad de hacer predicciones astronómicas a grandes distancias. Por ejemplo, cuando el hombre se posó sobre la Luna no se hundió, ni se quemó, ni fue devorado por un hombrecito lila; las predicciones hechas desde la Tierra sobre las condiciones físicas de la Luna fueron acertadas. El estudio del Sistema Solar es importante para la humanidad porque es lo que tiene cerca, está a su alcance y siente que tiene la posibilidad de conocerlo, de comprenderlo y de utilizarlo para su beneficio. Probablemente al lector le ha llamado la atención la Luna; habrá escuchado desde niño cuentos, como aquel que relata cómo en el pasado la Luna estaba tan cerca de la

56 56 Tierra que los humanos se embarcaban en pequeñas lanchas y cuando subía la marea recortaban trozos de requesón lunar. Los planetas más cercanos se ven a simple vista como estrellas brillantes. Para los griegos fueron objetos tan importantes que los bautizaron como sus dioses; los días de la semana aun llevan sus nombres romanizados: martes, día de Marte, el dios de la guerra de color rojo como la sangre; o viernes, de Venus, la diosa del amor, el astro de aspecto estelar más brillante. El Sistema Solar está formado por el Sol, nueve planetas, lunas, planetas menores, cometas, meteoritos, gas y polvo. Parte del polvo está concentrado en anillos, tres cercanos a los asteroides y dos más allá de la órbita de Plutón. En esta sección discutiremos algunas de las características sobresalientes de estos cuerpos. Utilizaremos la notación exponencial para las cifras astronómicas. Por ejemplo 100 = 10 2, = l0 3, = 10 6, 0.1 = 10-1, 0.01 = l0-2 etcétera. Figura 26. En este esquema del Sistema Solar se muestran las trayectorias de planetas y cometas alrededor del Sol. Los planetas se suelen dividir en interiores y exteriores. Los interiores son: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte, y se encuentran relativamente cerca del Sol; mientras los exteriores son Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón, pues están en promedio 25 veces más lejos. La distancia entre Plutón y el Sol es 40 veces la distancia de la Tierra al Sol (150 millones de km). La mayoría de los cometas se encuentran miles de veces más lejos. Puesto que el Sol

57 57 posee el 99.8% de la masa del Sistema Solar, éste es muy extendido y está casi vacío. Todos los planetas se trasladan alrededor del Sol en órbitas elípticas y, al mismo tiempo, rotan sobre sí mismos. En la mayoría de los casos la dirección de la rotación coincide con la de traslación. Un hecho interesante es que entre más cerca están del Sol se mueven con mayor velocidad: en promedio, Mercurio se mueve a 48 km/seg, la Tierra a 30 km/seg y Plutón a 5 km/seg. Las órbitas de los planetas están casi en el mismo plano, el de la eclíptica,1 en cambio las órbitas de los cometas suelen tener todo tipo de inclinaciones. El Sistema Solar está inmerso en un flujo de partículas que emana continuamente del Sol, llamado viento solar. Este "viento" resulta de la evaporación de la superficie del Sol; está compuesto básicamente por gases de hidrógeno y de helio, y posee un campo magnético. Cuando llega a la Tierra se mueve a 450 km/seg y su interacción con el campo magnético terrestre produce las auroras australes y boreales. El Sistema Solar es muy pequeño si lo comparamos con el Cosmos. Viajando a la velocidad de la luz ( km/seg) tardaríamos 1.5 segundos en llegar a la Luna, 86 minutos en llegar a Saturno y 4 años en llegar a la estrella más cercana. Ahora que si quisiéramos llegar a algún planeta en la galaxia de Andrómeda, tardaríamos varios millones de años viajando a la misma velocidad; y no se diga de planetas pertenecientes a galaxias más lejanas, a las que tardaríamos miles de millones de años en llegar. En este capítulo haremos una descripción de los cuerpos del Sistema Solar. Empezaremos por el Sol; después, describiremos cada planeta y los cuerpos menores y, finalmente, haremos una descripción sencilla de la cosmogonía, que trata de la formación y evolución del Sistema Solar. EL SOL Yo me enamoré de noche, y la Luna me engañó, otra vez que me enamore será de día y con Sol.

58 58 (Copla popular) Generalidades El Sol es sin duda el componente más notable del Sistema Solar: no sólo provee de la mayor parte de energía al conjunto, sino que además es dueño de la mayor parte de la masa. La masa del Sol es de 2 X l0 33 gr = 1 M, mucho mayor que la de la Tierra que es de 5.98 x gr. El Sol tiene 743 veces más masa que todo el resto del Sistema Solar. El Sol está en el centro de la masa del Sistema Solar y todos los cuerpos gravitan a su alrededor. El Sol a su vez se mueve, junto con su sistema, en relación con las estrellas de su vecindad, y también alrededor del centro de la Galaxia, a una velocidad de 250 km/seg. El diámetro del Sol es de 1.4 millones de km, casi 100 veces el de la Tierra y 10 veces el del Júpiter. Durante los últimos millones de años la Tierra ha estado ligada gravitacionalmente al Sol y éste la ha bañado de energía. En la actualidad la vida se sostiene sobre todo gracias a que las plantas pueden capturar y almacenar químicamente la luz visible. Los primeros hombres intuyeron la función vital del Sol y le atribuyeron poderes protectores y divinos. El Sol es una estrella bastante común (una de cada cien estrellas de la Galaxia es como el Sol). Su temperatura superficial es de K y la interior de 15 X 10 6 K. El Sol libera cada segundo 3.8 X l0 33 ergs de energía; y cada cm 2 de la Tierra intercepta 1.36 x 10 6 erg/seg (esta cantidad se conoce como la constante solar). La fuente de energía del Sol proviene de la fusión nuclear que se lleva a cabo en su interior, en la que se están transformando continuamente dos átomos de deuterio (que es un isótopo del hidrógeno) en uno de helio, utilizando como catalizador al carbono. Como la masa de los dos átomos de deuterio es ligeramente mayor que la masa del átomo de helio, el exceso de masa se transforma en energía, de acuerdo con la relación E = mc 2. La masa transformada en energía por reacción, es tan sólo de veces la masa original. Cada año, el Sol transforma un diezmillonésimo de millonésimo de su masa en energía.

59 59 Debido a que la masa del Sol es casi constante, y por la regularidad de las reacciones nucleares, el Sol se ha mantenido a la misma temperatura desde hace 4.5 X 10 9 años, y lo seguirá haciendo durante otro tanto. Esto ha permitido en parte que se haya podido desarrollar la vida inteligente en la Tierra. Un planeta cercano a una estrella que vive menos que el Sol tiene menor oportunidad de llevar a cabo el proceso evolutivo de la vida que permite el desarrollo de seres inteligentes. La composición química del Sol es típica de la composición química del resto del Universo: hidrógeno, helio y trazas de los demás elementos, principalmente carbono, nitrógeno y oxígeno. Desde principios de siglo se ha estudiado la composición química del Sol. El gas helio (que viene de la palabra griega helios, que significa sol) se descubrió primero en el Sol y después en la Tierra. En el Sol se han descubierto 92 de los elementos químicos que existen en forma natural en la Tierra. La masa del Sol es tan grande que aun los elementos menos abundantes existen en grandes cantidades. Por ejemplo, si comparamos la abundancia de oro en relación con el hidrógeno solar encontramos que por cada millón de millones de átomos de hidrógeno hay nueve de oro. A pesar de ello el Sol contiene diez cuatrillones de toneladas de oro. El Sol, una esfera de gases muy calientes que está rotando y que posee un campo magnético (entre 1 y 2 gauss), se está evaporando; como resultado de esta evaporación se produce el llamado "viento solar", que no son más que partículas cargadas (núcleos de hidrógeno, helio y electrones) que arrastran consigo a las líneas de campo magnético, y que a la distancia de la Tierra se mueven a 450 km seg -1. La masa que pierde el Sol por este proceso es sólo de 10-7 M por año. En la figura 27 se muestra un corte esquemático del Sol. En la parte central, que ocupa el 25% de su radio, es donde se llevan a cabo las reacciones nucleares. Sólo en la parte central del Sol, en donde la temperatura y la presión son muy elevadas, los choques entre partículas atómicas son lo suficientemente frecuentes y potentes como para lograr fusionarse y liberar fotones muy energéticos (rayos gamma). Una vez producida, la radiación sale en todas direcciones, pero cada fotón es dispersado cientos de veces

60 60 antes de llegar a la superficie, debido a que el Sol no es transparente. Los astrónomos describen esta situación diciendo que el material solar tiene un cierto grado de "opacidad". Figura 27. Corte esquemático del interior del Sol. (Dibujo de Alberto García.) A cierta profundidad, la opacidad se vuelve tan elevada que el modo de transporte de energía por radiación ya no es posible y aparece una zona "convectiva", esto es, una zona en que hay movimiento de materia de las capas calientes hacia el exterior y de las frías hacia el interior. El transporte de energía por convección también se da en el interior de la Tierra, en las atmósferas de la Tierra y de otros planetas como Júpiter. La fotósfera del Sol es la capa que observamos cuando lo vemos a simple vista. No logramos ver a través de ella mayor profundidad debido a que es opaca. Forma parte de su atmósfera y es muy delgada. Una vez que la radiación ha llegado a la fotósfera puede viajar libremente hasta la Tierra. En la fotósfera del Sol aparecen manchas asociadas a su campo magnético. El número de manchas aumenta y disminuye regularmente en ciclos de 22 años. Las manchas solares son un poco más frías que el gas circundante y se ven obscuras por contraste. Otras capas, que sólo es posible observar a simple vista durante los eclipses totales del Sol, son la cromósfera y la corona. La cromósfera está más caliente que la fotósfera y se caracteriza por tener "espículas", prominencias de gas caliente, cuya temperatura asciende a millones de grados. La fotósfera es veces más brillante que la corona. La

61 61 densidad de la fotósfera es equivalente a la de la atmósfera terrestre superior y la corona tiene tantas partículas como una campana de vacío. Si pudiéramos soportar la temperatura de la fotósfera y la atracción gravitacional del Sol, podríamos atravesar una prominencia sin darnos cuenta; tendríamos que penetrar 1/10 del radio solar para encontrar densidades corno las del aire que respiramos y la mitad del radio para lograr densidades iguales a las del agua... La vida del Sol no será eterna; las reacciones nucleares que tienen lugar en su interior continuarán, como en el presente, durante otros millones de años. Después de ese tiempo, el hidrógeno de su núcleo se habrá agotado. En este momento empezará la fusión del helio, los gases solares se expandirán y el Sol se convertirá en una estrella "gigante roja". Será tan grande que la órbita de la Tierra estará dentro de su atmósfera. Unos cuantos miles de años después empezará a vibrar, y a fusionar carbono en su núcleo: será inestable. Finalmente, expulsará su atmósfera al espacio, dejando expuesto su núcleo. Sus restos se verán como una "estrella enana" (una estrella muy pequeña y muy caliente) rodeada por una nube esférica de gas brillante. La atmósfera del viejo Sol se seguirá expandiendo hasta mezclarse con el gas interestelar. La estrella enana blanca se enfriará y terminará como enana negra: un cuerpo frío, muy denso y sin luz propia. Figura 28. Mancha solar. La temperatura en el centro de una mancha solar es unos grados menor que la fotósfera circundante. En esta fotografía se aprecia la granulación de la fotósfera. Una perspectiva histórica del estudio del Sol

62 62 El estudio científico del Sol se inició desde la época de Galileo y ha venido perfeccionándose desde entonces. Galileo mismo, según se dice, se volvió ciego por observar el Sol durante los eclipses. Un avance muy importante, ocurrido hace más de cien años, fue el descubrimiento de la "espectroscopia". Ésta consiste en descomponer la luz proveniente de una fuente en sus diferentes frecuencias (o longitudes de onda). En el caso del Sol, gracias a ella hemos deducido: 1) la composición química; 2) la densidad; 3) la temperatura, y 4) la velocidad de los gases que forman su superficie. En síntesis: sus condiciones físicas. En los años cincuenta ya se conocía la física básica del Sol: 1) su composición gaseosa; 2) la temperatura sumamente elevada de la corona; 3) la importancia fundamental de los campos magnéticos en la actividad solar, y 4) el ciclo de 22 años para esta actividad. Sondas solares. Las primeras mediciones de la radiación solar se hicieron desde globos, el siglo pasado, y continuaron en aviones, dirigibles y globos a principios de siglo. Esto fue necesario para evitar al máximo la absorción de la atmósfera terrestre, ya que las partículas de polvo y el gas atmosférico absorben y dispersan la luz. En 1914, C. Abbot envió un globo lleno de hidrógeno a una altitud de 24.4 km, con un detector para medir la constante solar (que, como vimos, es la cantidad de radiación proveniente del Sol que llega a la Tierra por centímetro cuadrado por segundo). En 1935, un globo con dos hombres y varios aparatos (el Explorador II) alcanzó la misma altitud. Sin embargo no logró captar radiación solar que no fuera la visible, debido a la absorción atmosférica. En 1946, un cohete V-2 con fines militares subió a 55 km; llevaba un espectrógrafo solar en la cola y pudo fotografiar el Sol en longitudes de onda menores que Å, es decir en el ultravioleta. En 1948, diez años antes de la fundación de la NASA, se pudo fotografiar al Sol en rayos X con cohetes. Hubo algunos cohetes que fotografiaron ráfagas solares en 1956 durante un máximo de actividad.

63 63 En 1960 se lanzó la primera sonda solar: Solrad. Su misión fue monitorear el Sol en rayos X y en el ultravioleta en especial en una longitud de onda de Å, que corresponde a una emisión muy importante del gas hidrógeno que los astrónomos conocen como la "línea Lyman ". Más adelante se lanzaron ocho observatorios solares orbitantes alrededor de la Tierra, empezando con el OSO 1 en Los OSO fueron las primeras sondas que pudieron apuntar continuamente hacia el Sol. Lo monitorearon durante 17 años y en ellos se experimentó con nuevas técnicas de transmisión hacia la Tierra, como la fotografía. Figura 29. El Sol en luz ultravioleta mostrando una enorme prominencia. Se muestra también el tamaño de la Tierra a la misma escala. (NASA) El mayor observatorio solar ha sido el Skylab. Llevaba tripulación y ocho telescopios solares. Estuvo en órbita durante nueve meses en 1973 y principios de Observó al Sol en rayos, X, ultravioleta y visible, y obtuvo la mayor cantidad de datos (y los mejor organizados) que hayamos logrado jamás para un objeto celeste. En 1974 y 1976 las sondas Helios A y B se acercaron al Sol más allá de la órbita de Mercurio, para medir las condiciones del viento solar. No llevaron cámaras. Desde luego que otras sondas soviéticas y estadounidenses, no específicamente diseñadas para estudios solares, lo han observado: Vela, Apolo, Mariner, entre otras. En 1980 se lanzó la sonda Solar Max, con el fin de estudiar al Sol en otro de sus máximos de actividad. Cuando surgió una descompostura, los astronautas del Columbia la repararon, viajando por el espacio con pequeños propulsores adaptados a sus trajes espaciales. Fue una

64 64 empresa muy complicada, ya que Solar Max es del tamaño de un automóvil Volkswagen, rotaba una vez por minuto sobre su eje, y hubo que efectuar la compostura en el espacio vacío sin gravedad. El Sol en luz ultravioleta. La respuesta del ojo humano a la luz disminuye drásticamente en longitudes de onda menores de Å y mayores de Å. Esto no es casual; la atmósfera terrestre tiene una "ventana" en este intervalo de longitudes de onda; no deja pasar longitudes de onda ni más cortas, ni más largas. Como consecuencia, el ojo de los seres vivos ha evolucionado, adaptándose a las longitudes de onda a su disposición; no le seria útil poder observar una longitud de Å, por ejemplo, ya que este tipo de radiación casi no existe sobre la superficie de la Tierra; aunque Superman tuviera visión de rayos X no vería nada. La luz que se produce en la fotósfera del Sol sólo tiene un ligero porcentaje de luz ultravioleta. Este no es el caso de la atmósfera superior del Sol, que por ser más tenue y más caliente, la produce en cantidades apreciables. Por ello, el estudio de la radiación ultravioleta del Sol es útil para estudiar ráfagas, regiones solares activas, así como los procesos físicos que gobiernan la estructura externa del Sol. Figura 30. El Sol en rayos X se ve muy distinto al Sol en luz blanca. El disco desaparece totalmente y aparece la corona brillante y los llamados hoyos coronales (NASA). En luz ultravioleta, el Sol no se ve como un círculo con algunas manchas esporádicas; más bien se ve como una nubecilla con arcos que brotan de repente. Se le ven olas y chorros, sobre todo cuando está cerca del máximo de actividad.

65 65 Como vimos, la parte visible del Sol está a C y la corona, más alejada, a C. Estudiando al Sol en el ultravioleta se llegó a la conclusión de que el calentamiento de la corona se debe a la gran actividad magnética del Sol. El Sol en rayos X. Los rayos X siguen a los ultravioleta en el espectro electromagnético; tienen mayor energía. El estudio del Universo en rayos X es de gran utilidad puesto que los rayos X se producen sólo en regiones de temperatura muy alta, como la vecindad de ciertos agujeros negros o la corona del Sol, que está a varios millones de grados. Como la atmósfera terrestre es opaca a los rayos X, los primeros detectores de este tipo de radiación fueron enviados a estudiar el Cosmos montados en cohetes, en Pero las primeras fotografías de gran resolución del Sol en rayos X se obtuvieron hasta En rayos X, el disco solar se ve negro, ya que sólo está a C y no radia en esas frecuencias, sino en luz visible. En cambio la corona se ve brillante, pero no de manera homogénea. Existen zonas muy brillantes que cambian de tamaño y de intensidad conforme varía la actividad solar. También existen los llamados hoyos coronales, zonas desprovistas de emisión y de un campo magnético que pueda confinar el material coronal. El viento solar se escapa del Sol a través de los hoyos coronales. LOS PLANETAS En esta sección, lo que se pretende es hacer una descripción somera del cuadro 1, que presenta algunas características de los planetas. En general, es difícil imaginar al Sistema Solar en su conjunto, ya que no estamos acostumbrados a manejar distancias y masas tan grandes. Es por ello que se invita al lector a que mire con cuidado cada una de las columnas y renglones del cuadro tratando de comparar unas características con otras. (Si lo desea, puede omitir esta sección si le parece complicada.) En la primera columna se han enumerado los nombres de los planetas en orden de su distancia respecto al Sol y en la segunda columna se han tabulado esas distancias. El último de la lista resulta ser Plutón, que está 40 UA del Sol, pero eso no quiere decir que con él se termine el Sistema Solar. Se piensa que más allá de la órbita de Plutón existe gas y polvo y además una nube de bloques de hielo con impurezas de metales, cuyas dimensiones van desde 9 km hasta algunas micras de diámetro. Algunas veces estos

66 66 bloques, que se mueven en órbitas elípticas muy alargadas alrededor del Sol, se acercan a él lo suficiente como para evaporarse y formar un cometa. CUADRO 1. Los planetas Planetas Distanca al sol (UA) a Periodo de revolución (días) Velocidad orbital (km s - 1 ) Excentricidad de la órbita Periodo de rotación (días) Inclinación del eje de rotación Inclinación de la órbita respecto a la eclíptica c Diámetro ecuatorial (km) Mercurio Venus b Tierra ' Marte ' Júpiter ' Saturno 9.52 Urano Neptuno ' ' ' Plutón Continúa Masa Densidad Temperatura Gravedad Velocidad de superficial escape Campo f magnético (Tierra=1) d (g cm -3 ) e media C (G) (km s -1 ) gauss Número de Número de lunas anillos conocidas detectados Mercurio Venus Tierra Marte Júpiter Saturno ~1 000 Urano Neptuno Plutón

67 67 a Una unidad astrómica (UA) es la distancia media de la tierra al sol, o sea, 150 millones de kilómetros. b El signo menos significa rotación retrógrada. c La eclíptica es la trayectoria aparente de la Tierra en el cielo. d La masa de la tierra es de 5.98 x g=1m e La densidad del agua es de 1 g cm³. f Campo magnético del Sol 1-2 gauss. Las distancias interplanetarias son enormes. Las naves Viajero, por ejemplo, tardaron 2.5 años en llegar a Júpiter, viajando a una velocidad de 11 km/seg. Para comprender el significado de estos números, suele ser útil el siguiente modelo a escala del Sistema Solar. Si el Sol fuera del tamaño de una canica, la Tierra sería una mota de polvo a un metro de distancia y Plutón una bacteria a 40 metros de la canica. El lector podrá imaginar la dificultad que representó el descubrimiento de este planeta. Es como pedirle que descubra un microbio a 40 metros de distancia. En la columna 3 se muestran los periodos de revolución de los planetas, o sea la duración de sus "años". Se observa un aumento en estos períodos del centro del Sistema Solar hacia afuera. Esto es precisamente lo que descubrió Kepler en su tercera ley: el cuadrado del periodo de traslación de los planetas es igual al cubo del semieje mayor de su órbita, multiplicado por una constante. Como se ve, el año marciano es 2 veces mayor que el terrestre y el plutoniano 248 veces mayor. En la columna 4 observamos que la velocidad de traslación de los planetas disminuye en relación con su distancia del centro del Sistema Solar. La Tierra, por ejemplo, se mueve a 30 km/seg alrededor del Sol, lo cual parece ser una velocidad muy elevada si la comparamos con las que encontramos en la vida diaria. En efecto, si viajáramos a 30 km/seg, tardaríamos sólo 13 segundos en recorrer la

68 68 distancia que hay entre el Distrito Federal y Acapulco; pero tardaríamos años! en llegar a la estrella más cercana al Sistema Solar. En la columna 5 se presentan las excentricidades de las órbitas, o sea el grado de elipticidad que tienen (una circunferencia tiene excentricidad cero y una elipse infinitamente elongada tiene excentricidad 1). Se puede apreciar que muchas de las órbitas son casi circulares, como las de Venus, Neptuno y la Tierra. En cambio, Plutón y Mercurio tienen órbitas mucho más elongadas. La columna 6 muestra el periodo de rotación (o sea, la duración del "día") de los diferentes planetas. Es interesante notar que Venus y Urano tienen direcciones de rotación distintas a las del resto de los planetas. Esto es más asombroso si se considera que el Sol, todos los demás planetas y casi todas las Lunas rotan y se trasladan en la misma dirección. Cualquier teoría de formación del Sistema Solar tendrá que explicar estas peculiaridades. La duración del día es muy semejante en la Tierra y en Marte. En Júpiter, en cambio, el día y la noche son muy cortos (duran menos de cinco horas cada uno), mientras que en Venus duran 121 días cada uno. En la columna 7 se muestra la inclinación del eje de rotación respecto al plano de la órbita. En la Tierra, esta inclinación es de 23 y a ella se deben las estaciones. Los ejes de rotación de Mercurio, Marte, Saturno y Neptuno también están inclinados y, por consiguiente, también ellos tienen estaciones. La inclinación del eje de Marte es muy parecida a la de la Tierra; en cambio la del eje de Urano es de 82, lo que nos indica que los polos de este planeta apuntan prácticamente hacia el Sol en invierno y verano. En la columna 8 se muestran las inclinaciones de los planos de las órbitas respecto al "plano de la eclíptica", que es el plano que pasa por la órbita de la Tierra. Como se aprecia, todas las órbitas están prácticamente en el mismo plano, o sea que el Sistema Solar en su conjunto es aplanado. En la columna 9 se presentan los diámetros ecuatoriales de los planetas. Venus y la Tierra tienen tamaños parecidos, Saturno tiene un diámetro 10 veces mayor que el de Venus, y Plutón de la mitad de este último. En la columna 10 se muestran las masas planetarias. Como se mencionó anteriormente, las masas de los planetas son

69 69 una parte muy pequeña de la masa total del Sistema Solar, siendo la mayor la de Júpiter, que es de 318 M. En la columna 11 se han tabulado las densidades de los planetas. La densidad del agua es igual a 1 g/cm³. Mercurio y Venus tienen densidades muy parecidas a la de la Tierra, y Marte un poco menor. En cambio las densidades de los planetas exteriores son mucho menores, siendo las de Saturno y la de Plutón menores que las del agua. Si hubiera un mar lo suficientemente grande, Saturno y Plutón flotarían en él. Figura 31. El Sistema Planetario. En la parte inferior se muestran a escala los tamaños relativos de los planetas. Nótese que los cometas resultan ser los cuerpos más extendidos del Sistema Planetario. En la columna 12 se muestra la temperatura superficial promedio de los planetas. Es interesante notar que la temperatura de Venus es sumamente elevada, mayor que la de Mercurio, que está más cerca del Sol. Más allá de Marte la temperatura superficial que tienen los planetas es siempre inferior a 0 C. El simple hecho de conocer las masas, los diámetros y las temperaturas superficiales de los planetas nos permite estimar cuál es la composición química de sus atmósferas (cuando las tienen), ya que la posibilidad que tiene un gas de escapar está en función de la temperatura y de la gravedad superficial. Así, por ejemplo, las masas de Júpiter y de Saturno son lo suficientemente elevadas como para retener el hidrógeno y el helio, a diferencia de Venus y de la Tierra que, aunque tienen atmósfera, han perdido el hidrógeno y el helio. Mercurio está tan caliente y tiene tan poca masa que no puede retener una atmósfera.

70 70 En las columnas 13 y 14 se ha tabulado la gravedad superficial y la velocidad de escape de los distintos planetas. Nótese que aunque Saturno, Urano y Neptuno tienen masas mucho mayores que la terrestre, su gravedad superficial es casi igual a la terrestre debido a sus enormes diámetros. En la columna 15 se ha tabulado el campo magnético de los planetas en los cuales se ha podido medir. Cuando un planeta posee un campo magnético, el viento solar no incide directamente sobre su superficie, sino que es deflectado por las líneas de campo, dando así lugar a una "cavidad magnética". La Luna no tiene campo magnético ni atmósfera y el viento solar incide directamente sobre la superficie. Venus tampoco tiene campo magnético, pero el viento solar es deflectado por su ionósfera. En la columna 16 se presenta el número de lunas conocidas de cada planeta. Los planetas jovianos tienen más lunas que los terrestres. En la columna 17 se muestran los anillos detectados alrededor de los planetas. El anillo de Júpiter es muy tenue, formado probablemente por polvos de silicatos de micras de diámetro. Tiene km de ancho y 30 km de espesor. Además, tiene un halo de km (mucho más tenue) que llega hasta las nubes más externas del planeta. Saturno, por su parte, tiene más de 900 anillos, tanto de polvo como de rocas y hielos. LOS PLANETAS TERRESTRES Los planetas terrestres, también llamados interiores, son los más cercanos al Sol: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. Como su nombre lo indica, se parecen a la Tierra: tienen pocas lunas, son ricos en elementos pesados y su temperatura promedio es de 200 C. A continuación haremos una descripción de los planetas terrestres y de las características que los hacen únicos. Mercurio Mercurio es el planeta más cercano al Sol. Hasta hace muy poco tiempo se sabía muy poco sobre él. Su órbita es sumamente elíptica. La diferencia entre sus acercamientos máximo y mínimo (al Sol) es de 40%, mientras que, en el caso de la Tierra, esta diferencia es tan sólo del 4%.

71 71 Puesto que la órbita de la Tierra está más alejada que la de Mercurio, éste siempre se ve, desde la Tierra, muy cercano al Sol. Por ello, sólo se puede observar al anochecer o al amanecer, nunca cuando el cielo está muy oscuro. Su máximo alejamiento del Sol es de 28, por lo que, como máximo, se le ve dos horas antes de salir el Sol o dos horas después de ponerse. Es tan difícil observarlo desde la Tierra, que aun las mejores fotografías lo muestran como una pelota fuera de foco. El mismo Copérnico se lamentó de que nunca lo pudo observar. Se ve borroso porque su luz tiene que atravesar la atmósfera de la Tierra oblicuamente, a través de una capa gruesa de aire turbulento. La rotación de Mercurio. Debido a las dificultades de observación, los dibujos y las fotografías de Mercurio no muestran rasgos bien definidos sobre su superficie que pudieran ser utilizados para medir su periodo de rotación. Basándose en algunas estructuras superficiales indefinidas los astrónomos llegaron a la conclusión de que su periodo de rotación era igual a su periodo de traslación: 88 días. De ser esto cierto, Mercurio siempre le daría la misma cara al Sol, de la misma manera como la Luna siempre nos da la misma cara. Esto lo convertiría, simultáneamente, en el planeta más frío y más caliente del Sistema Solar. Su lado "día", siempre apuntando al Sol, alcanzaría temperaturas muy altas, recibiendo seis veces más energía solar que la Tierra, mientras que el lado "noche" estaría sumergido en el frío del medio interplanetario. En 1960 se terminó la construcción de un radiotelescopio para estudios planetarios, y cuál sería la sorpresa de los radioastrónomos al observar que el lado noche de Mercurio no era tan frío como se había supuesto originalmente! Si Mercurio no rotaba, la única posible explicación para la temperatura elevada del lado noche era la presencia de una atmósfera. (Las atmósferas y las masas de agua son fundamentales en el clima. Por eso en la Tierra, la temperatura no baja a -250 C aunque sea de noche.)

72 72 Figura 32. Mercurio. A primera vista es muy parecido a la Luna, con la superficie cubierta de cráteres de impacto. Esta fotografía fue tomada por la nave estadounidense Mariner 10. (NASA). Es muy difícil imaginar que Mercurio pueda tener una atmósfera. Por un lado, su gravedad superficial es baja (2/5 de la terrestre: una persona de 100 kg pesaría 40 kg en Mercurio, y si diera un salto de 40 cm en la Tierra daría uno de 100 cm en Mercurio). Por otro lado, como Mercurio está muy cerca del Sol, sus partículas gaseosas se moverían muy rápidamente (porque estarían a temperaturas muy altas), y el posible "aire de Mercurio" se escaparía fácilmente al espacio. En resumen, era poco probable que el planeta tuviera atmósfera. Con el mismo radiotelescopio, usando técnicas de radar, se encontró que, efectivamente, Mercurio rota muy despacio, descartándose así la explicación atmosférica para explicar la temperatura alta de su lado nocturno. Su periodo de rotación es de 56 días, y el de traslación de 88, así que cada vez que el planeta da tres vueltas sobre su eje se mueve dos veces alrededor del Sol, viéndose en la misma posición y dándole en apariencia la misma cara. Lo increíble es que se ha encontrado que Mercurio en realidad sí posee una atmósfera. Es sumamente tenue: mil billones de veces menos densa que la de la Tierra. No es una atmósfera que provenga del planeta, lo que se deduce de su composición química: helio e hidrógeno. La atmósfera de Mercurio viene del Sol: como el viento solar incide directamente sobre su superficie, las rocas lo absorben y más tarde se degasifican, produciendo la incipiente atmósfera. La superficie de Mercurio. En 1974 se observó nítidamente por primera vez la superficie de Mercurio, cuando la nave Mariner 10 se acercó y pudo fotografiarla. A simple vista Mercurio es muy parecido a la Luna: de color gris blancuzco

73 73 y con miles de cráteres de todos tamaños. Esta última es una característica muy común en los cuerpos del Sistema Solar y se piensa que se remonta a los primeros tiempos de su formación. Como los cuerpos más masivos atraen gravitacionalmente a los menos masivos, los meteoritos que pasan cerca de la Tierra son atrapados por ésta y al caer sobre su superficie forman un cráter. El resto de los cuerpos del Sistema Solar se comporta de la misma manera, y lo ha venido haciendo durante toda su historia. Figura 33. En estas figuras se muestra la formación de un cráter de impacto. Una vez que cae el proyectil, pulveriza la superficie del blanco y la arroja al exterior. Por eso se dice que los impactos meteoríticos frecuentes muelen la superficcie de los cuerpos expuestos. (National Geographic). Los cráteres de Mercurio se deben a impactos de meteoritos; uno de los cráteres, que se utiliza para medir posiciones sobre su superficie (el "Greenwich" de Mercurio), se llama Hun Kal, nombre que significa, en maya, número 20. Este cráter mide 1.5 km de diámetro. Muchos otros cráteres tienen nombres de artistas. Los rayos brillantes que surgen de algunos cráteres se formaron cuando brotó materia eyectada después del impacto de algún meteorito; dichos rayos están compuestos de polvo muy fino de alta reflectividad. Probablemente han chocado millones de meteoritos contra Mercurio, sobre todo cuando estaba recién formado. Se piensa que, en sus orígenes, Mercurio estaba compuesto de roca y metal fundidos. El interior permaneció fundido

74 74 durante mucho tiempo (tal vez siga estándolo en el presente) mientras que las regiones externas se enfriaron y se solidificaron para formar la corteza. Conforme se enfrió el interior, se contrajo, y la corteza se arrugó; algunas porciones de la corteza se encimaron sobre otras, y en los puntos de contacto se aprecian las escarpaduras. Las arrugas produjeron las montañas. El interior de Mercurio se fundió como resultado del decaimiento de los elementos radioactivos presentes en el interior del planeta. Puesto que los elementos radioactivos producen calor cuando decaen, es probable que este calentamiento se haya producido en todos los planetas y en los satélites mayores, que tuvieron gran concentración de elementos radioactivos. Este proceso de fundición es importante, puesto que hace que los cuerpos de tamaños planetarios se diferencien, es decir que se separen en ellos los elementos más densos de los menos densos. Los materiales más densos se hunden, mientras que los elementos más ligeros se elevan. Por consiguiente, se forma un núcleo planetario central de hierro y níquel, un manto compuesto por rocas densas, y una corteza exterior formada por rocas de baja densidad. Como en otros cuerpos, encontramos regiones de Mercurio que están tan pobladas por cráteres que se cubren unos a otros en algunos lugares. En cambio, en otras regiones hay menor densidad de cráteres. Probablemente un proceso como el vulcanismo rellenó algunas de las regiones entre los cráteres antes de que terminara el intenso bombardeo de meteoritos al inicio de la formación del Sistema Solar. Algunos planetas como la Tierra aún están parcialmente fundidos cerca de la superficie, de tal forma que el magma frío ocasionalmente emerge en forma de lava volcánica. Los campos de lava que se observan en Mercurio son muy viejos, puesto que se ven innumerables cráteres de meteoritos sobrepuestos, lo que implica que su interior se ha enfriado y que cerca de la superficie no ha habido material fundido durante mucho tiempo. La exploración de Mercurio apenas ha empezado. No se ha fotografiado más que uno de sus hemisferios, y se ha encontrado únicamente una probable caldera volcánica, pero se piensa que tal vez existan más.

75 75 Figura 34. Venus visto desde el espacio. Se observan las nubes altas del planeta, que tienen velocidades de unos 400 km por hora. Sin embargo, la atmósfera es tan densa que cerca de la superficie los vientos apenas alcanzan velocidades de unos cuantos kilómetros por hora (NASA). Venus A simple vista Venus se ve como una estrella nocturna más brillante que la demás. Por su hermoso aspecto algunos pueblos de la antigüedad le dieron un lugar privilegiado en el cielo. Los mesoamericanos hicieron un calendario con base en el periodo de traslación del planeta; los griegos lo bautizaron con el nombre de la diosa de la belleza y el amor. Galileo fue el primer hombre que realizó observaciones de Venus con un telescopio; encontró que es un cuerpo esférico y que presenta fases como la Luna. Si nos pudiéramos acercar a Venus veríamos que está siempre nublado, y que estas nubes de alta reflectividad son las que lo hacen tan brillante. Venus tiene casi el mismo tamaño y masa que la Tierra. Si Venus, la diosa del amor y la belleza, tuviera características humanas, estaría incómoda bajo estas nubes compuestas de ácido sulfúrico con velocidades dos veces más altas que la de los vientos huracanados terrestres, que le dan la vuelta al planeta en 90 horas. Y la superficie de Venus? Tiene temperaturas de casi 500 C cuando es de día. Esto significa que, si hubiera

76 76 plomo en la superficie, estaría fundido. Debido a la presión atmosférica, equivalente a la que soportaríamos bajo un kilómetro de agua en la Tierra, las rocas toman formas extrañas. Caen rayos continuamente y hay lluvias esporádicas de ácido sulfúrico. Las temperaturas superficiales tan elevadas se deben a la presencia de una gran cantidad de bióxido de carbono en la atmósfera. Esto hace que en Venus haya lo que se conoce como el efecto invernadero: la luz del Sol penetra hasta la superficie, ésta la absorbe e irradia fotones infrarrojos, los cuales no logran escapar debido al bióxido de carbono atmosférico. Así, la superficie se mantiene muy caliente más que en Mercurio a pesar de que Venus está 1.4 veces más lejos del Sol. Para las ciencias de la Tierra, es de vital importancia estudiar las características de la atmósfera de Venus. Puesto que no hay vida en Venus, su densa atmósfera no tiene O 2, y por ello no es transparente a la radiación infrarroja. La radiación solar penetra y, como en el caso de la Tierra, se queda atrapada como en un invernadero. Probablemente, si la humanidad sigue depredando y contaminando su ambiente, logre alterar la composición química de la atmósfera hasta modificar seriamente el clima terrestre. Hasta hace muy poco tiempo se tuvieron noticias de la estructura superficial del planeta gemelo de la Tierra. Por un lado, Estados Unidos construyó un telescopio de radar que manda señales a todos los puntos accesibles de la superficie de Venus y estima la estructura de la superficie midiendo el tiempo de rebote. El mapeo de la superficie tardó tres años en efectuarse y mostró que en Venus hay una montaña, el monte Maxwell, de 14 km de altura (recordemos que el monte Everest tiene 9 km). Sin embargo, en términos generales, la superficie de Venus es mucho más homogénea que la de la Tierra. En la figura 35 se muestran mapas comparativos, obtenidos con radar, de las superficies de Venus, de la Tierra y de Marte, hechos con la misma resolución y como si los tres planetas fueran del mismo tamaño. Se puede apreciar, en estos mapas, que en Venus, y sobre todo en Marte, los continentes son mucho más masivos y están más agrupados que en la Tierra. La Tierra surgió como un solo continente, pero la tectónica de placas ha ido modificando su superficie, fragmentándola y desplazando los pedazos. En cambio, en Marte no existen movimientos continentales.

77 77 Figura 35. Fotografía de radar de Venus, la Tierra y Marte, a la misma escala. En Venus los continentes tienen aspecto más granuloso y en Marte más masivos que en la Tierra, Los soviéticos han construido radares más poderosos que se han puesto en órbita alrededor de Venus y en breve se tendrán mejores fotografías de este planeta. La Unión Soviética ha enviado varias sondas a Venus. Las primeras expediciones tomaron fotografías de las nubes, midieron campos magnéticos y determinaron la intensidad del viento solar. Recientemente varias sondas se han posado en la superficie, y han logrado sobrevivir algunos minutos en las condiciones ambientales existentes. Gracias a ello se han podido fotografiar las rocas superficiales y el cielo (que es de color naranja), así como realizar el análisis químico de algunas rocas. Resulta interesante detenerse a considerar el esfuerzo que implica colocar una nave en la superficie de un planeta tan inhóspito como Venus. La nave Vega 1 tardó un mes en llegar al planeta. Era una nave nodriza que transportaba varios módulos de exploración y de descenso. Los módulos descendieron con un paracaídas, rodeados de rayos y ácido sulfúrico, e hicieron los primeros análisis de los aerosoles de la atmósfera venusina. Al mismo tiempo que descendían, enviaban la información por medio de ondas de radio a la Tierra. Una vez sobre la superficie del planeta, el módulo tenía que soportar una temperatura de 600 C y una presión de 100 atmósferas. Los científicos soviéticos construyeron una copia del módulo que colocaron dentro de un horno a alta presión, con la esperanza de que la temperatura interior se mantuviera debajo de 20 C durante los tres minutos necesarios para hacer el análisis químico de la superficie (con un espectrógrafo de masas) y mandar los resultados a la Tierra. Desde luego que el módulo experimental se fundió y se oxidó totalmente en menos de una hora.

78 78 Una vez sobre la superficie, que no es lisa (no se disponían de fotografías de antemano para estimar en qué posición iba a quedar el módulo), se procedió al análisis químico. El módulo contaba con un brazo dotado de un taladro y de una aspiradora. El taladro no sabía con qué tipo de suelo se iba a enfrentar. Tuvo que taladrar roca dura y aspirarla, una vez dentro del módulo fue necesario bajar la presión de la muestra, ya que esta última estaba a una presión cien veces mayor que el interior del módulo (hubiera sido como abrir una olla express con 50 veces la presión usual). Hubo que analizar la muestra y enviar los resultados en forma de ondas de radio a la Tierra. Simultáneamente el módulo fotografió el paisaje venusino. Todo esto en menos de trece minutos! La nave Venera 13 se posó sobre la región Phoebe; cerca del ecuador, y sacó varias fotografías. El cielo, las nubes y la superficie de Venus son de color naranja. Las rocas tienen aristas agudas, lo que parece indicar que hubo flujos de lava sobrepuestos que más tarde fueron erosionados por el viento (los vientos en la atmósfera de Venus son de 200 m/seg en la parte alta y de 2 m/seg cerca de la superficie). En el cuadro 2 se muestra la composición química obtenida en el estudio de rocas superficiales a 3 cm de profundidad por la naves Venera. CUADRO 2. Composición química del suelo de Venus obtenida por las naves Venera Mineral Venera 13 Venera 14 MgO 10 % ± 6 8 % ± 4 Al 2 O 3 16 ± ± 4 SiO 2 (cuarzo) 45 ± 3 49 ± 4 K 2 O 4 ± ± 0.1 CaO 7 ± ± 1.5 TiO ± ± 0.4 MnO 0.2 ± ± 0.08 FeO 9 ± 3 9 ± 2 La Tierra

79 79 La Tierra presenta una estructura superficial de gran diversidad: tiene agua gaseosa, líquida y sólida, alberga vida, y normalmente, el 50% de su atmósfera está opacada por nubes. Si fuéramos un astrónomo de Titán, una de las lunas de Saturno, podríamos hacer el siguiente reporte acerca de la Tierra: INFORME DE LA ACADEMIA TITANIANA DE CIENCIAS Desde hace siglos nuestros antepasados han estudiado a la Tierra. Nuestros primeros habitantes suponían que se trataba de una estrella vagabunda, que aparece al atardecer o al anochecer: puesto que es un planeta interior sólo se observa cerca del Sol. Desde que el gran Galilixto utilizó el primer telescopio (que en realidad era un anteojo de pirata) para estudiar los cuerpos celestes, descubrió que la Tierra es redonda y presenta fases, como nuestro hermoso planeta Saturno y sus 23 lunas, de las que formamos parte. Figura 36. Fotografía de la Tierra tomada desde el espacio. Se vislumbra la parte noroeste del territorio mexicano a través de las nubes. Sólo se conoce un satélite de la Tierra y no se le han detectado anillos, aunque suponemos que debe tenerlos. Resulta difícil estudiar a la Tierra ya que, como nosotros, posee una atmósfera y está cubierta de nubes la mayor parte del tiempo; pero sus nubes no son de metano como las nuestras, sino de agua, lo que hace difícil que albergue vida (aunado a su alta temperatura). Se conoce muy poco sobre ella ya que la gran distancia a la que se encuentra nos ha hecho muy difícil estudiarla.

80 80 El estudio de la Tierra es importante para poder compararla con el resto de los planetas del Sistema Solar, y se ha podido realizar cuidadosamente dado que la conocemos con mucho más detalle y desde hace mucho más tiempo. La geología de la Tierra es tan compleja que resulta necesario el estudio del resto de los planetas, que presentan actividades geológicas más sencillas, para ayudarnos a entenderla. La corteza terrestre está dividida en nueve grandes pedazos o placas que flotan parcialmente sobre el manto viscoso. Estas placas están en movimiento, impulsadas por un flujo de magma que surge del manto a través de las cuarteaduras de la corteza que las originaron. Cuando dos placas se alejan, el espacio entre ellas se llena de agua, dando lugar a mares u océanos, en el fondo de los cuales encontramos cordilleras formadas por el magma solidificado. Cuando se juntan dos placas, una de ellas se hunde, dando lugar a grandes cañones submarinos. También pueden surgir montañas y ocurrir temblores en los sitios en que están chocando. En resumen, la superficie de la Tierra es dinámica: la corteza vieja desaparece continuamente, a la par que se forma la nueva. Las placas se mueven centímetros o milímetros por año. No se ven muchos cráteres de impacto por meteorito sobre la Tierra porque su superficie es geológicamente joven. Estas ideas forman parte de la teoría de la deriva continental. El interior de la Tierra. La primera información sobre el interior de la Tierra proviene de comparar la densidad de las rocas superficiales (~3 gr/cm 3 ) con la densidad promedio del planeta: 5.5 gr/cm3. Esta comparación nos indica que en el interior de la Tierra debe haber material más denso. Probablemente cuando se formó la Tierra y estaba todavía muy caliente y viscosa, sucedió la diferenciación: los elementos más densos se fueron al interior y los livianos quedaron en la superficie. La siguiente información proviene de los temblores. Cuando se produce un movimiento violento en la superficie de la Tierra se producen dos tipos de ondas: las P o primarias, que son ondas de compresión y viajan a unos 7 km/seg, y las S o secundarias, que son transversales y viajan a 5 km/seg. Esta diferencia de velocidades permite conocer con precisión el epicentro del temblor, ya que llegan primero las

81 81 ondas P que las S. Existen cientos de estaciones sismológicas sobre la superficie terrestre con las cuales se pueden hacer las interpolaciones adecuadas. Las ondas P no atraviesan líquidos. Midiendo la llegada o no de estas ondas a las distintas estaciones sismológicas se ha encontrado que la Tierra posee un núcleo líquido. Dado que las ondas sísmicas se refractan al pasar de un medio a otro (como la luz: por eso una cuchara se ve doblada en un vaso de agua), por su desviación de una trayectoria rectilínea se pueden conocer las distintas sustancias de las que está compuesto el interior de la Tierra. Éste no es un trabajo sencillo; ha tomado decenas de años empezar a conocer el manto y el núcleo terrestre. Se han colocado sismógrafos en la Luna y en Marte, y en 1998 se piensa colocar uno en Venus. Probablemente el interior de la Tierra esté formado por níquel y hierro. El núcleo central es sólido, pero está rodeado de líquido. La fuente de calor del interior de la Tierra es la radiactividad. La atmósfera. La atmósfera que tiene la Tierra no es la que tuvo originalmente. Ésa se perdió, y la actual surgió de los gases emitidos por los volcanes, aunque ha sufrido modificaciones (principalmente debido a las plantas). La composición química de la atmósfera terrestre es de 78% N 2, 28% O 2, 2.2% CO 2 y cantidades variables de vapor de agua. En el cuadro 3 se da una relación más completa, junto con la de las atmósferas de Venus y Marte. La atmósfera de la Tierra se divide en diferentes capas que varían en temperatura, principalmente debido a su composición química. La luz visible que nos llega del Sol atraviesa la atmósfera y calienta la superficie. La temperatura promedio de la superficie terrestre es de 20 C. La primera capa se llama la tropósfera; tiene composición química homogénea, mide unos 16 km de altura y se calienta por emisión de luz infrarroja, que remite a la superficie, y por convección (es decir, por masas de gas caliente que se elevan y masas de gas frío que descienden). La temperatura de la tropósfera disminuye hasta llegar a - 50 C.

82 82 Figura 37. Estructura vertical de la atmósfera de la Tierra como función de la temperatura. (dibujo de Alberto García). A unos 50 km de altura existe una capa de ozono. El ozono (0 3 ) es un gas formado por tres moléculas de oxígeno, que absorbe eficientemente la luz ultravioleta del Sol y se calienta; así que a partir de los 16 km de altura, en donde termina la tropósfera, aumenta nuevamente la temperatura hasta llegar a la capa de ozono, que está a unos 0 C. Debajo de la capa de ozono está la estratósfera, y encima la mesósfera. En la estratósfera los gases están en capas, con los de mayor densidad en las capas inferiores. En la mesósfera la temperatura atmosférica vuelve a disminuir hasta -90 C. Después se calienta nuevamente más y más en la termósfera. En esta última capa, los gases atmosféricos atrapan los rayos X del Sol, se ionizan y, como consecuencia, la capa se calienta. Así se forma la ionósfera, que aumenta su tamaño de día y disminuye durante la noche, cuando ya no le llegan los rayos X del Sol. Las ondas de radio rebotan en ella, haciendo posibles las comunicaciones radiales entre lugares alejados. Esto explica la razón por la cual cuando hay actividad solar intensa se alteran las comunicaciones: porque se modifican o cambian bruscamente las capas ionosféricas. La capa de ozono es fundamental para frenar los rayos ultravioletas provenientes del Sol, pues si éstos lograran penetrar destruirían la vida. Algunos desechos de aviones, de refrigeradores viejos y de aerosoles (los fluorocarbonos) destruyen la capa de ozono. Un efecto a corto plazo es un aumento posible en la incidencia del cáncer de la piel; a largo plazo, las consecuencias podrían ser terribles. Comparemos las atmósferas de Venus, la Tierra y Marte, tres planetas pequeños con atmósferas primitivas similares.

83 83 Los tres tenían agua y bióxido de carbón, pero evolucionaron de acuerdo a sus diferentes masas y a sus distancias distintas al Sol. Venus, el más cercano al Sol, recibe mayor cantidad de radiación. Probablemente Venus tenía vastos océanos cuando estaba recién formado y el Sol era menos brillante; pero al aumentar la luminosidad del Sol, los océanos se evaporaron. Mientras tanto, los volcanes venusinos arrojaron bióxido de carbono a la atmósfera. En la Tierra, el C0 2 se disolvió en el agua y se reincorporó a las rocas, carbonándolas; pero esto no pudo suceder en Venus, porque el agua estaba gasificada. Conforme aumentó el C0 2 en la atmósfera de Venus, aumentaron el efecto invernadero y la temperatura, de tal manera que Venus es incapaz de albergar aun las formas más primitivas de vida. La Tierra está lo suficientemente lejos del Sol como para retener agua líquida. Su presencia prolongada permitió el desarrollo de microorganismos que cambian parte del C0 2 en 0 2 y azúcares. Los volcanes y la tectónica de placas siguen proporcionando C0 2 a la atmósfera. Probablemente Marte tenía océanos y un clima moderado; incluso pudo haber albergado vida. Como es más pequeño que la Tierra, es menos activo tectónicamente. No tiene una renovación constante de C0 2, el efecto invernadero ha disminuido y el agua se ha congelado, así que Marte se quedó seco y frío. Frecuentemente, las tormentas de polvo hacen que disminuya drásticamente la temperatura en la superficie de Marte. A diferencia del C0 2, que atrapa la radiación infrarroja y no la deja escapar, produciendo calentamiento, el polvo impide la entrada de la radiación solar y hace que la temperatura disminuya. Si hubiera una guerra nuclear se levantaría tanto polvo en la Tierra como en las tormentas marcianas y disminuiría tanto la temperatura que se extinguiría la vida en la Tierra (serían suficientes megatones para que esto sucediera). Un compuesto interesante de la atmósfera terrestre es el carbono catorce ( 14 C). Se trata de un isótopo radioactivo del carbono cuya vida media es de años. El 14 C se produce por bombardeo de rayos cósmicos sobre el 14 N. Se ha encontrado que la cantidad de 14C atmosférico ha permanecido casi constante durante los últimos miles de años. Cuando las plantas incorporan a sus hojas bióxido de carbono, una fracción del carbono es del isótopo catorce. Los mamíferos consumimos vegetales o animales vegetarianos e ingerimos 14 C. Durante nuestras vidas, la

84 84 cantidad de este isótopo en nuestro organismo permanece relativamente constante, porque lo renovamos en forma continua. Pero al morir dejamos de renovarlo, y como el 14 C decae radiactivamente, midiendo la cantidad de 14 C en restos humanos se puede determinar con precisión el año en que murió la persona. El llamado método del carbono catorce es ampliamente utilizado por los antropólogos para datar restos arqueológicos de origen biológico. El 80% de la masa de la atmósfera se encuentra en los primeros 10 km de altura. La densidad del aire disminuye rápidamente conforme nos alejamos de la superficie de la Tierra. Esto lo podemos experimentar midiendo la temperatura de ebullición del agua. Para que el agua hierva, las burbujas de aire que se forman en el fondo del recipiente tienen que vencer la presión atmosférica para poderse elevar. Al nivel del mar, el agua hierve a 100 C. En la ciudad de México lo hace a 87 C, ya que las burbujas necesitan menos energía para vencer una presión atmosférica menor. En la cima del Monte Everest (8 880 m) el agua hierve a 30 C, pues las burbujas del fondo del recipiente tienen muy poca presión que vencer. De hecho, el ama de casa utiliza este fenómeno en la "olla express": al aumentar la presión dentro de la olla, el agua se calienta a más de 100 C y se cuecen más rápidamente los alimentos. A 100 km de altura la presión atmosférica ha disminuido veces; ya casi no hay aire. Aunque se encuentran partículas atmosféricas a decenas de miles de kilómetros de la Tierra, su densidad es tan sólo de unas cuantas partículas por cm 3 ;. En el cuadro 3 se han presentado algunas características de las atmósferas de los planetas terrestres. La presión atmosférica en Venus es 90 veces la terrestre, mientras que la de Marte es 150 veces menor y Mercurio prácticamente no posee atmósfera. CUADRO 3. Composición química de las atmósferas de los planetas terrestres Planeta Presión atmosférica (en bars) Compuestos principales (porcentaje) compuestos secundarios (partes por millón) Mercurio He (98) H (2)

85 85 Venus 90 CO 2 (96) N 2 (35) H 2 O (~100), SO 2 (~ 150) Ar (70), CO (40), HCL (0.4) Tierra 1 N 2 (77) O 2 (21) H 2 O (1) Ar (0.93) CO 2 (330), Ne (18), He (70) Kr (1.1), Xe (.087), CH 4 (1.5) H 2 (.5), N 2 O (.3), CO (.12) NH 3 (0.1), NO 2 (.001) SO 2 (.0002), H 2 S (.0002), O 3 (4) Marte CO 2 (95) N 2 (2.7) O 2 (1 300), CO (700), H 2 O (300) Ne (2.5), Kr (.3), Xe (.08), Ar (1.6) O 3 (.1) Los cinturones de radiación. En enero de 1958 el satélite estadounidense Explorador descubrió los Cinturones Van Allen de Radiación, llamados así en honor del director del proyecto. Se conocen dos de estos cinturones que contienen partículas energéticas y eléctricamente cargadas. Las partículas cargadas emiten la radiación. Los límites de los cinturones no son muy definidos: el interior se extiende desde unos km sobre la superficie terrestre hasta km, mientras que el exterior va desde unos km hasta km. Las partículas cargadas se mantienen dentro de los anillos porque el campo magnético de la Tierra las atrapa cuando llegan con el viento solar y no las deja escapar. Cuando una partícula cargada se mueve dentro de un campo magnético, describe una trayectoria espiral a lo largo de las líneas del campo y emite radiación. Las botellas magnéticas que se utilizan en la Tierra para contener plasmas muy calientes, pretenden hacerlo, imitando la forma en que el campo magnético terrestre mantiene atrapadas a las partículas cargadas provenientes del viento solar.

86 86 Marte Marte ha sido siempre uno de los cuerpos celestes más interesantes, tanto para astrónomos como para legos. Su aspecto nocturno es el de una estrella roja muy brillante. Los griegos lo bautizaron con el nombre del dios de la guerra. Se ha especulado durante siglos sobre la probabilidad de que haya vida en ese planeta. Marte es un planeta pequeño: tiene km de diámetro, es decir, la mitad del de la Tierra o Venus, y una vez y media el de Mercurio. Como está casi cuatro veces más lejos del Sol que Mercurio, recibe mucho menos radiación y es capaz de retener una atmósfera. La atmósfera marciana es tan tenue que se puede mirar a través de ella y estudiar estructuras superficiales hasta de 60 km de diámetro; las más pequeñas se borran debido a la turbulencia atmosférica. Se pueden distinguir casquetes polares y medir su periodo de rotación: 24 horas, 37 minutos y 22.6 segundos. Hay vida en Marte? Con un telescopio, Marte se observa como un disco naranja que cambia de coloración; algunas veces aparecen grandes extensiones verdes o rojizas. Sus casquetes polares cambian sensiblemente de tamaño con las estaciones. Figura 38. Marte visto desde la Tierra con un buen telescopio. Sus estructuras superficiales cambian de color y forma durante su periodo de traslación alrededor del Sol, y lo mismo ocurre con sus casquetes polares. Marte es difícil de fotografiar porque posee atmósfera, y cuando se realizan exposiciones muy prolongadas se

87 87 obtienen fotografías borrosas. Por esta razón en el pasado muchos observadores prefirieron dibujar a Marte que fotografiarlo, argumentando que se observaban mejor los detalles superficiales empleando la vista. En 1877 el astrónomo italiano Schiaparelli describió unas estructuras que bautizó "canales". Son estructuras alargadas que recorren la superficie de Marte. Hizo observaciones muy cuidadosas con un telescopio pequeño, y dibujó la faz cambiante del planeta rojo. Más adelante, Sir Percivall Lowell consideró que los "canales" de Marte podían haber sido construidos por seres inteligentes; tabuló más de 400 canales: "algunos de los cuales intersectaban los 'oasis' y otros traían agua directamente de los polos a este planeta semidesértico". Consideró Lowell que las manchas verdosas eran extensiones de tierras cultivadas que cambiaban según fueran irrigadas por los marcianos. Cuando se descubrieron los satélites de este planeta, Fobos y Deimos, algunas personas sugirieron que eran artificiales y, según esto, los marcianos nos habían adelantado en mucho desde el punto de vista científico. En 1965, cuando Mariner 4 mandó las primeras fotografías cercanas de Marte y se afinó el análisis espectroscópico de la superficie, se llegó a la triste conclusión de que era imposible que un planeta sin agua y cubierto de polvo albergara algún tipo de vida. Además, su atmósfera está básicamente compuesta de C0 2 y tiene una presión 150 veces menor que la terrestre. Figura 39. Mosaico fotográfico de la superficie de Marte, en el que se pueden observar regiones viejas ricas en cráteres de impacto y regiones jóvenes, de aspecto más terso, que fueron rellenadas por lavas volcánicas. En la parte superior izquierda se ve una región en la que parece haber

88 88 corrido algún líquido, que podría haber sido agua. También se pueden observar estrías debidas a fracturas por tectonismo (NASA). Estas ideas tomaron un nuevo giro en 1970, cuando fotografías más veladas mostraron que en Marte existen depresiones que parecen ser lechos de ríos secos; además, el análisis químico de los casquetes polares mostraba que éstos tienen una gran cantidad de hielo de agua y no sólo de hielo seco (C0 2 ), como se pensó en la década de los años sesenta. Una vez más la comunidad científica supuso que si Marte no albergaba vida en el presente, seguramente esto sí había ocurrido en el pasado, pues todo parecía indicar que alguna vez fluyó el agua sobre su superficie. Así que se planeó una misión no tripulada para que aterrizara en algún lugar propicio e intentara buscar alguna forma latente de vida, como esporas, por ejemplo. Los resultados de las misiones fueron negativos. Las misiones Vikingo pudieron realizar un análisis de las rocas superficiales de Marte, que estaban esparcidas aquí y allá y que, por tener aristas agudas, parecían haber sido eyectadas por impactos de meteoritos. CUADRO 4. Misiones no tripuladas a Marte Sonda País de Origen Fecha de despegue Comentario Mariner 4 Mariner 6 Mariner 7 Mariner 9 EUA EUA EUA julio de 1965 julio de 1969 agosto de 1969 EUA noviembre de 1971 Marte 2 EUA noviembre de 1971 Marte 3 URSS diciembre de 1971 Marte 4 URSS Marte 5 URSS Marte 6 URSS Marte 7 URSS febrero de 1974 febrero de 1974 marzo de 1974 marzo de 1974 sobrevoló el planeta sobrevoló el planeta sobrevoló el planeta puesto en órbita puesto en órbita y se perdió el módulo de amartizaje puesto en órbita y amartizaje sobrevoló el planeta puesto en órbita puesto en órbita y amartizaje fallido puesto en órbita y amartizaje fallido Vikingo EUA julio de puesto en órbita y

89 amartizaje fallido Vikingo 2 EUA agosto de 1974 puesto en órbita y amartizaje sin fallido La composición química de la superficie de Marte es distinta que la de la Tierra y tiene un alto contenido de hierro (el óxido de hierro es el que le da la coloración rojiza). El alto contenido de este metal sugiere que en Marte no hubo diferenciación como en la Tierra, Venus y Mercurio. La ausencia de un campo magnético marciano y las mediciones de su densidad (3.9 gr/cm³), comparada con el promedio de los otros tres planetas terrestres, 5.4 gr/cm3), sugieren que Marte no tiene núcleo de hierro; es decir, que los materiales más densos no están en el interior del planeta y los livianos en la superficie, sino que están bien mezclados. La superficie de Marte presenta gran cantidad de cráteres de impacto y conos volcánicos. Frecuentemente la apariencia del planeta cambia cuando hay tormentas de polvo, que duran varios meses y pueden cubrir vastas zonas. Algunas áreas de Marte están cubiertas por dunas de arena, frecuentemente alineadas en la misma dirección, que muestran que los vientos siempre soplan en el mismo sentido. También se observan montículos de polvo amontonados detrás de los cráteres en el lado en el que no sopla el viento. Figura 40. El volcán apagado más grande que se conoce en el Sistema Solar es el Monte Olimpo. Se localiza en Marte y tiene casi 700 km de diámetro y 27 km de altura (NASA).

90 90 Las naves Vikingo, además de buscar vida, pudieron fotografiar la superficie marciana. El aspecto de la superficie muestra un paisaje desértico con rocas de aristas agudas. El suelo marciano es naranja, así como su cielo. Las fotografías tomadas por la nave Vikingo 2, que amartizó en una zona más cercana al polo, muestran escarcha cubriendo finamente a las rocas en el amanecer marciano. Estudios recientes detallados de las fotografías tomadas por las naves Vikingo muestran que hace dos o tres miles de millones de años hubo lagos o mares en Marte. En la región llamada Deuteronilus Mensae existen vestigios de depresiones lacustres. El personal de la NASA piensa enviar una nueva misión exploradora a Marte en 1992, la cual tomará mejores fotografías de la superficie marciana. Dicha misión constará de un robot plástico en forma de rueda de 5 m de diámetro, que explorará directamente la superficie moviéndose a un kilómetro por día. El cono volcánico más grande de Marte, y de todo el resto del Sistema Solar explorado, es el Monte Olimpo. Tiene 600 km de base y unos 25 km de altura. Como comparación, el mayor volcán terrestre es Mauna Kea, en Hawaii, que tiene 9 km de altura si se mide comenzando en las profundidades submarinas. El cráter del Monte Olimpo es de 65 km, y la ciudad de México cabría fácilmente en su interior. Además de volcanes, la superficie de Marte muestra cañones. Uno, inmenso, tiene km de longitud: es más largo que México. Se cree que Marte no tiene tectónica de placas porque no existen grandes cordilleras montañosas. LOS PLANETAS EXTERIORES Los planetas gigantes o jovianos se encuentran más allá del cinturón de asteroides y su temperatura promedio es de C, ya que a las distancias a las que se encuentran interceptan muy poca radiación solar: Plutón, por ejemplo, recibe veces menos luz por cm 2 que la Tierra. Debido a la debilidad de la luz que reflejan, estos planetas, sus satélites y anillos son muy difíciles de estudiar, sobre todo más allá de Urano.

91 91 Figura 41. Tamaños comparativos de Júpiter, la Tierra y Saturno. El primer contacto con los planetas gigantes fue en 1973, cuando el Pionero 10 voló cerca de Júpiter; en 1981 y 1982 lo secundaron las misiones Viajero, ofreciéndonos el panorama de un mundo maravilloso. Los planetas gigantes son mucho mayores que los terrestres. A diferencia de éstos, están hechos de materia volátil: Júpiter, Saturno y Neptuno son gaseosos, salvo por un pequeño núcleo sólido; tienen muchas lunas y anillos y son mundos fríos; Urano es principalmente líquido. A continuación describiremos algunas de las características de los planetas gigantes. Júpiter Júpiter es el mayor de los planetas del Sistema Solar. Se ve frecuentemente como un objeto brillante en el cielo nocturno. Observaciones realizadas con un telescopio pequeño muestran su sistema de nubes en forma de bandas que cubren su superficie y cuatro de sus muchas lunas, que hacen que Júpiter parezca un sistema solar en miniatura. Tiene una densidad de 1.3 gr/cm 3, de lo que se infiere que su composición química debe ser más parecida a la del Sol que a la de otros planetas (además se tiene evidencia espectroscópica al respecto). Está compuesto casi totalmente de hidrógeno y helio. Como la masa de Júpiter es 318 veces la terrestre y su radio 11.2 el terrestre, la gravedad superficial es 2.5 veces mayor que en la Tierra. Una joven de 60 kg pesaría unos 150 kg en Júpiter. La gravedad es tan alta que los gases más livianos no logran escapar de su superficie. (Si alguna vez la Tierra tuvo hidrógeno gaseoso, éste se escapó, pues la Tierra sólo

92 92 retiene gases más densos, como el oxígeno y el bióxido de carbono.) Probablemente Júpiter ha retenido los gases de los que se formó originalmente; el estudio de su composición química nos hablará de su origen. Júpiter es casi totalmente gaseoso, salvo por un núcleo rocoso en el interior (más o menos del tamaño de la Tierra y 15 veces más masivo). Tiene una estructura de bandas y huracanes en su superficie visible, producidas por la convección interior aunada a la rotación. Las bandas que cubren su superficie tienen tonalidades naranja, café, gris, amarillo, crema y azul. Están en continuo movimiento y en ellas se pueden apreciar cambios en cuestión de días. Las bandas de color claro son 10 C más calientes que las de color oscuro; las bandas claras se mueven hacia afuera del planeta y las oscuras hacia adentro. Las bandas oscuras están 20 km por debajo de las claras. Figura 42. La superficie de Júpiter, totalmente gaseosa, es muy turbulenta. Se distinguen claramente manchas huracanadas (NASA).

93 93 Figura 43. Tamaño comparativo de la Tierra y los huracanes de Júpiter. La Gran Mancha Roja, que se eleva 8 km por encima del material circundante, tiene km de diámetro y cabrían dos Tierras en su interior. Es una tormenta atmosférica con vientos huracanados de 360 km/h de velocidad. Se ha observado desde hace más de trescientos años y aparentemente no se ha destruido por la ausencia de estructuras sólidas en la superficie de Júpiter (los huracanes terrestres se destruyen al chocar contra los continentes). Se han observado más manchas de este estilo en Júpiter y en la atmósfera de Saturno. Júpiter rota muy rápido una vez cada 10 horas y esta rotación también influye en el aspecto de las bandas que, según dijimos, son nubes paralelas al ecuador. No todas las bandas rotan con la misma velocidad: las ecuatoriales rotan un poco más rápido que las cercanas a los polos, completando su rotación cinco minutos antes. En consecuencia, cada 50 días jovianos las bandas ecuatoriales han dado un giro más que las polares. Las regiones internas de Júpiter también giran a distintas velocidades. Los gases de Júpiter se van haciendo más y más espesos hacia el núcleo del planeta, en el que la densidad es tan alta que el hidrógeno se vuelve metálico. La rápida rotación del planeta hace que Júpiter esté achatado, siendo su radio ecuatorial 7% mayor que el polar. Por medio de la espectroscopia se ha encontrado amoniaco (NH 3 ) y metano (CH 4 ) en la atmósfera de Júpiter; estos compuestos forman menos del 1% de la totalidad del planeta (el 85% es hidrógeno y el 15% helio). Los colores de las nubes provienen de hielos suspendidos en la atmósfera. Júpiter radia dos veces más energía que la que recibe del Sol, de donde se infiere que, de alguna manera, está generando energía en su interior. Esto no sucede en los demás planetas, con excepción de Saturno y Neptuno, según veremos más adelante. Se piensa que la fuente de energía de Júpiter es la contracción gravitacional del planeta. Es más, si Júpiter hubiera sido 75 veces más masivo lo más probable es que hubiera sido una estrella común y corriente; así, viviríamos en un sistema con dos soles.

94 94 Por medio de observaciones en el infrarrojo, hechas desde la Tierra, se ha logrado deducir que las temperaturas de las nubes de Júpiter van de -173 a -73 C. Otro grupo de observaciones, efectuadas por el Pionero 11, mostraron que a una profundidad en la que la presión equivale a media atmósfera terrestre, la temperatura es de +127 C. El Pionero 10 tomó fotografías orientadas al ecuador de Júpiter y el Pionero 11 hacia la región polar, invisible desde la Tierra. Cerca de los polos ya no se observan las estructuras de bandas, pero sí se aprecia una gran turbulencia. En 1955 se descubrieron emisiones de radio provenientes de Júpiter parecidas a las que se producen cuando hay tormentas eléctricas en la Tierra. Estas emisiones provienen de descargas eléctricas entre el planeta e lo, uno de sus satélites, y revelan que Júpiter tiene un campo magnético intenso. Las primeras fotografías cercanas de Júpiter fueron tomadas por las naves Pionero 10 y Pionero 11, en 1973 y Estas sondas no quedaron orbitando alrededor de Júpiter, sino que prosiguieron su viaje, alejándose cada vez más del Sol. Como viajan a suficiente velocidad para escapar del Sistema Solar (en unos años habrán recorrido la distancia correspondiente a 3 años luz), a la larga lo abandonarán. De hecho, a partir de 1979 ya no tuvieron suficiente potencia para seguir mandando señales a la Tierra; pero llevan a bordo una placa con información acerca de su planeta de origen: la Tierra. Saturno Saturno es el segundo planeta del Sistema Solar en cuanto a masa y dimensiones. Es muy parecido a Júpiter, probablemente debido a que tuvieron un origen similar. El diámetro de Saturno es 80% del de Júpiter.

95 95 Figura 44. Saturno, observado por el Viajero 2. (NASA) Debido a su enorme distancia al Sol (9.5 veces más que la Tierra) y a su baja velocidad de traslación, Saturno parece moverse muy despacio a lo largo de la bóveda celeste. A simple vista se ve más amarillento y débil que Júpiter. Su nombre viene del dios griego del tiempo. Para el observador aficionado Saturno resulta ser el objeto más hermoso del Sistema Solar por sus anillos. Los anillos de Saturno están inclinados 27 respecto de su órbita, por lo que, vistos desde la Tierra, presentan diversas orientaciones; cuando están de canto, casi desaparecen por completo. Galileo fue el primero en observar que Saturno tenía una forma curiosa (en 1610), y en 1959 Huyghens escribió: "Saturno tiene un anillo plano que en ningún punto toca al planeta." El aspecto exterior de Saturno es parecido al de Júpiter aunque tiene franjas menos pronunciadas debido a su menor temperatura. Su composición química también es muy parecida: en la atmósfera hay moléculas de hidrógeno, amoniaco y metano, aunque este último se cristaliza y se precipita en forma de nieve. La magnetósfera de Saturno está mucho menos extendida que la de Júpiter, debido a la menor intensidad de su campo magnético -35 veces menor. Esto nos hace pensar que el núcleo de hidrógeno metálico de Saturno es menor que el de Júpiter. El eje del campo magnético de Saturno sólo está inclinado 1 respecto de su eje de rotación. Como Júpiter, Saturno es una fuente de emisión de radio. Parte de la emisión se produce en los cinturones de

96 96 radiación, en donde el campo magnético planetario ha capturado una nube de electrones y de iones. Saturno también emite radiación proveniente del interior, ya que todavía se está diferenciando (emite 2.2 veces más energía de la que recibe del Sol). Los vientos en el ecuador de Saturno se mueven a km/h, mientras que en Júpiter esta velocidad es de "sólo" 360 km/h. La diferencia se puede deber a que en Saturno hay estaciones (que duran 30 años) que modifican la temperatura de las nubes. Saturno tiene un núcleo sólido, rodeado por una capa de hidrógeno líquido metálico; afuera tiene una capa de hidrógeno y de helio y, finalmente, las nubes que se observan. Figura 45. La superficie de Saturno es muy parecida a la de Júpiter, con bandas alternas claras y oscuras y con manchas de huracanes (NASA). Urano La nave Viajero 2 lanzada por Estados Unidos pasó por las cercanías de Urano en febrero de 1986, después de haber estudiado a Júpiter en 1979 y a Saturno en 1981; es decir, tardó 5 años en viajar los millones de kilómetros que separan a Urano de Saturno. Antes de esa fecha se conocía muy poco acerca de este planeta; incluso su diámetro era incierto.

97 97 Además de hidrógeno y helio, Urano y Neptuno tienen oxígeno, nitrógeno, carbono, silicio y hierro en su interior. Tienen, también, un núcleo denso y un interior convectivo. Para medir los diámetros de los planetas lejanos y para estimar las condiciones de sus atmósferas, tradicionalmente se ha empleado el método de las ocultaciones. En la figura 46 se muestra la ocultación de una estrella por un planeta. En la parte a se muestra cómo el planeta que tiene mayor velocidad aparente que la estrella la oculta (la eclipsa). En la parte b se muestra la curva de luz (la variación de la luz recibida con el tiempo) que se obtendría al observar la ocultación. Primero se observarían la luz de la estrella y del planeta, después sólo la luz proveniente del planeta y, mas adelante, la luz del planeta y de la estrella, una vez que la estrella hubiese emergido. Conociendo la velocidad relativa del planeta y de la estrella y midiendo el tiempo de ocultación, se puede conocer el diámetro del planeta. Si el planeta tuviera una atmósfera que no fuera totalmente opaca a la luz de la estrella, la curva de la luz se vería como se muestra en la parte c de la figura. En la parte d se muestra lo que sucedería si la ocultación no fuera precisamente en la dirección del diámetro del planeta; en este caso se obtendría un límite inferior para el diámetro (es por esta razón que durante mucho tiempo no se tuvo la certeza de los diámetros planetarios). En la parte e de la figura se muestra lo que sucedería cuando se tiene un planeta con anillos y con eje de rotación que apunta hacia el observador, y en la parte f se muestra la curva de luz de este planeta; las depresiones simétricas a ambos lados de la ocultación por el cuerpo del planeta muestran los lugares de los anillos. Cuando la estrella SAO fue ocultada por Urano, en 1977, se estudió la curva de la luz para tratar de conocer la opacidad de la atmósfera. Se observó una curva de luz similar a la que se muestra en la parte f o sea, se descubrió que Urano tiene anillos. Por fotografía directa y ocultaciones subsecuentes se le han encontrado 10 anillos.

98 98 Figura 46. Ocultación de una estrella por un planeta. Ver texto para una explicación detallada. (Dibujo de Alberto García). Se calcula el periodo de rotación de los planetas estudiando la reaparición de alguna estructura brillante en su superficie. Como Urano tiene atmósfera opaca y vientos, había sido difícil calcular su periodo de rotación. La nave Viajero 2 encontró que Urano tiene un campo magnético tan intenso como el terrestre, y midiendo su periodo de rotación se encontró que era de 17 horas. Otra característica interesante del campo magnético de Urano es que no está alineado con los polos de rotación, como en la Tierra, en donde el polo sur magnético y el norte geográfico están en direcciones similares (y por eso es tan útil la brújula que, aunque señala la dirección del campo magnético, nos da dirección geográfica). En Urano el Polo Sur magnético está a 55 del Polo Norte geográfico. En la Tierra la dirección de los polos magnéticos cambia con el tiempo, es decir, el Polo Sur magnético algunas veces esta

99 99 dirigido hacia el Polo Norte geográfico y otras hacia el Polo Sur geográfico. Cuando se endurecen sustancias, como ciertas arcillas, sus partículas quedan alineadas con el campo magnético presente en ese momento. Así, estudiando arcillas antiguas se ha comprobado que el campo magnético terrestre se ha invertido varias veces: la última fue hace unos setecientos mil años. Probablemente el campo magnético de Urano está cambiando de dirección y los aparatos de la nave Viajero lo midieron durante la transición. La nave Viajero encontró que Urano tiene vientos que se mueven a 375 kilómetros por hora (un avión comercial viaja a km/hora). La atmósfera de Urano tiene km de espesor y está compuesta principalmente por hidrógeno; además tiene helio y trazas de metano y otros gases. Debajo de esta atmósfera hay un mar con amoniaco disuelto en el agua y más adentro un núcleo rocoso. La nave Viajero 2 también estudió los anillos de Urano. Descubrió que tiene 10 en lugar de los 9 que se habían encontrado por medio de ocultaciones. Utilizando ondas de radio que rebotan sobre los anillos descubrió que están constituidos por miles de rocas de aproximadamente un metro de diámetro que rotan alrededor del planeta más o menos cada ocho horas. Estas rocas podrían ser fragmentos de algún cuerpo mayor que se rompió; incluso podría haber sido parte de un gran satélite de tamaño terrestre que chocó contra Urano, provocando con ello la anormal inclinación de su eje (como vimos, el eje de Urano está casi paralelo a su plano de traslación). Finalmente, durante su recorrido la nave Viajero encontró 10 satélites menores que no habían sido detectados por los telescopios terrestres. Figura 47. Urano visto desde su satélite Miranda. Se observa el disco liso

100 100 de Urano rodeado de un anillo muy delgado y la superficie rugosa de Miranda. Figura 48. Los anillos de Urano fotografiados por la nave Vikingo 2. Son sumamente delgados (NASA). Los 10 anillos de Urano son delgados, oscuros y bien definidos. Están compuestos por rocas grandes, que miden varios metros de diámetro y casi no tienen piedras pequeñas ni polvo. Esto es sorprendente, ya que se esperaría que las rocas que forman los anillos de Urano estuvieran chocando unas contra otras, produciendo piedras y polvo como en el caso de Saturno. Lo que se piensa es que el polvo de los anillos de Urano se carga electrostáticamente por el viento solar y es atrapado por el campo magnético del planeta, dejando "limpios" a los anillos de desechos pequeños. Aún no existe ninguna teoría para explicar por qué son tan delgados los anillos de Urano. El planetólogo Brahic dice que los anillos son como el perfume: "poseen muy poca sustancia pero producen mucha emoción". Neptuno Más allá de Júpiter, Saturno y Urano, están Neptuno y Plutón. Se sabe muy poco acerca de estos planetas remotos debido a su gran distancia y a que todavía no han sido visitados por sondas, excepto Neptuno, en 1989, del que se ha podido observar que tiene dos o tres satélites y nueve anillos. El descubrimiento de Neptuno fue un triunfo de la astronomía newtoniana. Neptuno era desconocido hasta el momento en que se encontró que la órbita de Urano difería ligeramente de una elipse. Esta pequeña diferencia se

101 101 atribuyó a su interacción gravitacional con un planeta aún no descubierto. El inglés John C. Adams predijo la posición del planeta desconocido en 1845, pero su profesor de astronomía en Cambridge no se molestó en revisar los cálculos del joven. Adams llevó sus cálculos al astrónomo real, pero su mayordomo no le permitió verlo, pues estaba cenando. Sin embargo Adams dejó una copia de sus cálculos. Más tarde, el astrónomo real le pidió a Adams más información, para probar sus habilidades, pero éste no contestó a la petición y sus cálculos fueron archivados. Un año después, en Francia, Urbain Leverrier repitió, independientemente, los cálculos de Adams, y con base en sus datos, el nuevo planeta fue descubierto en Berlín. La órbita de Neptuno es tan grande que no le ha dado tiempo de dar una vuelta completa al Sol desde que fue descubierto, aun cuando se mueve a kilómetros por hora. Está tan lejos que es muy difícil de observar. En 1968, Neptuno ocultó una estrella casi tan brillante como él (BD ). Observaciones hechas desde Australia permitieron determinar un diámetro de km para el planeta. El cálculo preciso de un diámetro planetario es importante para conocer su densidad y, por consiguiente, su composición química. Las observaciones infrarrojas de Neptuno muestran que su temperatura es de -210 C; 17 C mayor que la que producirá la escasa radiación solar que recibe. Como consecuencia, Neptuno radia tres veces más energía de la que recibe, así que tiene una fuente interna de energía como Júpiter y Saturno. Curiosamente Urano no la tiene. Esto era casi todo lo que sabíamos sobre Neptuno a mediados de 1989, pero en agosto tuvo lugar uno de los acontecimientos científicos más espectaculares de la década: el encuentro de la sonda espacial Viajero 2 con este misterioso planeta y con su aún más misterioso satélite Tritón. En efecto, el 24 de agosto de 1989, después de un viaje de 12 años de duración y de más de millones de km de recorrido, el Viajero 2 culminó exitosamente su misión de explorar los planetas exteriores del Sistema Solar (excepto Plutón) pasando a sólo 500 km de la superficie de Neptuno ante la espectante mirada del mundo entero y, en particular, de los especialistas en astronomía planetaria.

102 102 Neptuno fotografiado por el Viajero 2 Para que una misión de esta envergadura haya llegado a feliz término, hubo que resolver una gran cantidad de problemas científicos y tecnológicos. Por ejemplo, las señales provenientes del Viajero 2 tardaban más de 4 horas en llegar a la Tierra, por lo que la sonda tuvo que llevar un sistema propio de pilotaje que la guiaba, apuntando a una estrella. Además, Neptuno está tan lejos del Sol que se ve 30 veces menos brillante que Júpiter, por lo que fue sumamente difícil fotografiarlo. Todas las imágenes que llegaron estuvieron "movidas" y hubo que utilizar técnicas complejas basadas en el procesamiento de imágenes, vía computadora, para "enderezarlas". Como hemos dicho, el Viajero 2 sobrevoló Neptuno a sólo 500 km de su superficie, acercamiento mucho mayor que el que tuvo con los demás planetas que visitó (Júpiter, Saturno y Urano). Obviamente, esto trajo consigo un incremento espectacular de nuestros conocimientos sobre este planeta. A continuación presentamos los hechos más importantes que hoy sabemos acerca de él. Neptuno es un planeta gigante, gaseoso, como Júpiter y Saturno. En el centro tiene una parte sólida más o menos del mismo tamaño que nuestra Tierra. Su color azul se debe a la presencia de metano, un gas combustible, en su atmósfera extendida. El Viajero 2 pudo fotografiar su helada y gruesa capa atmosférica en la que se descubrió un ciclón bautizado como "la gran mancha azul" por su similitud con la "gran mancha roja" de Júpiter. En la atmósfera existen bandas horizontales, claras y oscuras, que se deben a los movimientos de las nubes que bajan a la superficie y que suben de ella, rotando al mismo tiempo con el planeta. Esta turbulencia es producida por una fuente de

103 103 calor interna, como la de Júpiter y Saturno (curiosamente, Urano no la tiene). Un descubrimiento muy interesante fue que el planeta tiene cinco anillos (tres de los cuales ya habían sido detectados parcialmente desde la Tierra) que están formados por polvo de hielo y rocas opacas, lo cual los hace muy tenues y, por ende, muy difíciles de detectar. También se descubrieron seis nuevas lunas se conocían sólo Nereida y Tritón todas las cuales resultaron ser muy pequeñas y estar cubiertas de hielo (sus temperaturas superficiales son de C). Trayectoria del Viajero 2. El misterioso Tritón resultó ser un satélite "de colores": tiene mares de nitrógeno líquido. Unos son color de rosa y otros, de metano, del mismo color "azul agua" que caracteriza a Neptuno. En su superficie se descubrieron conos volcánicos apagados que se deben sumergir en ella cuando pasan de una cierta altura crítica ya que el suelo de Tritón es de hielo, y la resistencia mecánica de éste es mucho menor que la de la roca. Pero lo más impresionante ocurrió al estudiar fotografías estereoscópicas de la superficie, pues de pronto apareció, ante los asombrados ojos de los investigadores, un volcán activo! (al que aún no se le ha puesto nombre). Este volcán arroja lo que parecen ser nubes de nitrógeno con cristales de carbono provenientes de las entrañas de esta gran luna (es mayor en tamaño que Mercurio, aun cuando su masa es menor). La erupción llega a una altura de 8 kilómetros. Las nubes de nitrógeno son arrastradas por el viento, rico en metano, hasta una distancia de ciento cincuenta kilómetros. Tritón también presenta rasgaduras superficiales producidas probablemente por glaciares.

104 104 Después de haber visitado Neptuno, la sonda Viajero 2 se alejó del planeta en dirección perpendicular al plano del Sistema Solar. Se piensa que seguirá mandando señales durante unos 13 años más, básicamente referentes a la composición química y condiciones del viento solar y del medio interplanetario. Después... se perderá en el espacio interestelar. PORQUE no conocemos los gestos de tu historia ni tu desierta materia que colinda con el principio y el fin de los planetas, espectral territorio de la nada: a ti, a tus ocultas sombras, a tus solitarios eclipses para nadie, al no inventado nombre de tus mares; a ti, luna no cantada, supuesta luna que desde la imposible lejanía ya proyecta su luz sobre la Tierra. "Luna de Plutón", BLANCA LUZ PULIDO Plutón Plutón es el único planeta que no ha sido visitado por alguna sonda. Tiene una órbita muy elongada, como se aprecia en el cuadro 1. Está, en promedio, 70 % más lejos del Sol que Neptuno, pero a veces se mueve dentro de la órbita de Neptuno. De hecho, eso está ocurriendo actualmente, y ahora Plutón es el octavo planeta a partir del Sol: entró en la órbita de Neptuno en 1978 y emergerá de ella en Dado que Plutón tiene una masa y un tamaño muy pequeños comparados con el resto de los planetas exteriores, y que su órbita intersecta a la de Neptuno,

105 105 alguna vez se pensó que había sido satélite de éste y que se había escapado al chocar con otro satélite gigante (Tritón) de Neptuno. Sin embargo, recientemente se descubrió la enorme luna de Plutón, Caronte, y así la teoría de que Plutón fue alguna vez una luna resulta difícil de sostener. El periodo orbital de Caronte es de 6.39 días, precisamente igual al periodo de rotación de Plutón, y su órbita está inclinada 650 respecto a la órbita de Plutón. Aparentemente el periodo de traslación y de rotación de Caronte coinciden porque, a causa de las enormes fuerzas de manera que ejerce Plutón sobre él, se ha ido frenando. La Tierra también ha frenado a la Luna por fuerzas de manera y por eso siempre nos da la misma cara. Figura 49. Fotografía en la que se descubrió el satélite de Plutón, Caronte. LUNAS Los planetas del Sistema Solar poseen gran cantidad de lunas (o satélites). Las hay de muchos tamaños en comparación con el planeta madre. Tritón, el mayor satélite de Neptuno (y, probablemente, del Sistema Solar), es tan grande que su diámetro es mayor que el de Marte. El diámetro de Caronte, en cambio, es sólo 1/3 del de Plutón, su planeta madre, y algunas lunas de Júpiter y Saturno sólo tienen algunos kilómetros de diámetro. Los satélites presentan un a gran heterogeneidad en lo que se refiere a su composición química. Algunos son más bien rocosos, como las lunas de Marte, y otros están compuestos de hielos como Encélado, una luna de Saturno.

106 Semieje Nombre del mayor satélite y órbita del planeta (miles de km) Periodo sideral (días) Excentricidad de la órbita Inclinación orbital (%)* Radio (km) Masa respecto al planeta 106 Descubridor Magnitud (y año) De la Tierra Luna V De Marte Fobos x x 10-6 Hall (1877) 11.6 Dedimos x 6 3 x 10-7 Hall (1877) 12.7 De Júpiter 16 Metis Adrastea Synnott (1979) Jewitt et al. (1979) 5 Amaltea x82x76 18 x Barnard (1892) 15 Tebe Synnott (1979) 1 Io V x10-6 Galileo (1610) 2 Europa V x10-6 Galileo (1610) 3 Ganimedes 4 Calisto 13 Leda 6 Himalia 10 Lisitea 7 Elara 12 Anamkae 11 Carmé 8 Pasifae 9 Sinope De Saturno V x10-6 Galileo (1610) x10-6 Galileo (1610) V 26.7 ~5 5x10-10 Kowal (1974) V x10-10 Perrine (1904) V 29.0 ~ x10-10 Nicholson (1938) V x10-10 Perrine (1905) 617 R 0.169V 147 ~ x10-10 Nicholson (1951) 692 R 0.21V 164 ~ x10-10 Nicholson (1938) 735 R 0.38V 145 ~ x10-10 Mellote (1908) 758 R 0.28V 153 ~ x10-10 Nicholson (1914) 18 Pan Atlas Prometeo Terrile (1980) x10-10 Collins (1980) 15 Pandora x10-10 Collins (1980) 10 Epimeteo x10-10 Dollfus (1966) 11 Jano x10-9 Dollfus (1966) 1 Mimas x10-8 Herchel (1789) 2 Encélado x10-7 Herchel

107 107 En la figura 50 hemos graficado algunos de los satélites del Sistema Solar con sus tamaños relativos. También se han dibujado a escala los diámetros de los planetas como comparación. Las distancias a los planetas no están a escala. No se han incluido los nombres de todos los satélites para no sobrecargar la figura. Se han graficado en orden de distancia al planeta. Mercurio y Venus no tienen lunas. Fobos y Deimos son dos satélites irregulares de Marte que están cubiertos de cráteres. Júpiter y Saturno tienen muchas lunas. Los satélites mayores de Júpiter son los galileanos lo, Europa, Ganimedes y Calisto. Los tres últimos son ricos en compuestos de hielos; los demás son más rocosos, mucho más pequeños, y algunos de los exteriores son asteroides atrapados por Júpiter. Figura 50 Tamaños relativos de algunos satélites. Se han delineado los discos de algunos planetas como comparación. (Dibujo de Alberto García). En el cuadro 5 hemos resumido las características más importantes de los satélites del Sistema Solar de los cuales tenemos algunos datos. A continuación describiremos con mayor detalle los satélites más sobresalientes. CUADRO 5 Principales satélites * La inclinación de la órbita se mide respecto al plano ecuatorial del planeta. La letra "R" indica que el

108 108 movimientoes retrógrado, esto es, que es en sentido opuesto a la rotación del planeta. La letra "V" indice la cantidad a la que se refiere esa variable. La inclinación de la órbita se mide respecto al plano ecuatorial del planeta. La Luna La Luna es el cuerpo celeste más cercano a la Tierra. Está a km de ella, tan cerca que se le ve forma esférica y domina al cielo nocturno. El diámetro de la Luna mide km, una cuarta parte del diámetro de la Tierra. Ningún otro planeta tiene un satélite tan grande en comparación con su tamaño. Debido a la gran abundancia de cráteres que presenta se ha especulado que su corteza debe ser vieja. En la Tierra, por ejemplo, debido a la tectónica de placas, la corteza se renueva constantemente y la superficie es más joven; la tectónica de placas, junto con la erosión, ha borrado la mayor parte de las trazas dejadas por los impactos de meteoritos. Muchos otros satélites presentan aspectos parecidos al de la Luna: Ganimedes y Calisto de Júpiter; Dione, Mimas y Tetis de Saturno. La Luna presenta zonas oscuras, bautizadas "mares" por Galileo, que se pueden ver a simple vista o con binoculares. En realidad la Luna no tiene agua. Tampoco tiene atmósfera. Como la atracción gravitacional de la Luna es 1/6 de la que ejerce la Tierra, si hubiera tenido atmósfera o agua éstas se habrían evaporado hace mucho tiempo. Además de cráteres y mares, la Luna presenta montañas y cañones. Los cráteres pueden medir hasta 295 km de ancho por 3 km de alto. Hay tantos que incluso se observan algunos cráteres dentro de otros, y muchos de ellos están sumamente desgastados. Cuando la Luna está llena es tan brillante que se puede leer con la luz que refleja. Sin embargo, las mejores fotografías de la Luna se han tomado cuando hay 'media Luna"; entonces, las sombras que producen las montañas y los cráteres son más alargadas y se observan mejor las estructuras superficiales. Se toman fotografías de las dos mitades de la Luna por separado y después se pegan.

109 109 El periodo de rotación de la Luna es igual a su periodo de traslación alrededor de la Tierra: 29.5 días. Así que, en promedio, la mitad de la Luna está en la oscuridad durante 15 días y en claridad durante otros 15. La temperatura superficial de la Luna varía entre 120 C y -110 C, dependiendo de la cantidad de radiación solar a la que ha sido expuesta. La Luna siempre da la misma cara a la Tierra debido a que ésta la ha ido frenando por fuerzas de marea. El centro de gravedad de la Luna no está en su centro geométrico, sino que se está desplazando hacia la Tierra. La Luna también está frenando a la Tierra a causa de las mareas: cada siglo los días se vuelven segundos más largos. Las grandes depresiones más obscuras de la Luna (los mares) se formaron en su historia temprana, cerca del final del gran bombardeo meteorítico. Como el interior de la Luna todavía estaba fundido, salió lava por las fisuras, produciendo estas regiones extendidas planas que vemos ahora. Sabemos que esto ocurrió después del periodo de gran bombardeo porque la densidad de cráteres es menor en los mares. La edad de la superficie de la Luna. Como vimos en la sección de la Tierra, la corteza terrestre se renueva constantemente debido a la tectónica de placas; por consiguiente, las edades de las rocas de la Tierra son, en general, jóvenes. Uno de los problemas astronómicos aún no resueltos es la edad precisa de la formación del Sistema Solar y de cada uno de sus componentes individuales. Sería oportuno conocer si el Sol y los planetas se formaron simultáneamente, si el Sistema Tierra-Luna fue un solo objeto que se partió o si se formaron independientemente. Los meteoritos también son fuentes indicadoras de la edad del Sistema Solar. En la Tierra se han obtenido muestras de hasta millones de años. Cuando se produce un impacto de meteorito, se funden las rocas cercanas al impacto, y estudiando estas rocas alteradas, llamadas brecchias, se puede estimar la fecha aproximada del impacto. Una roca que se funde y más tarde se solidifica, atrapa gas en su interior, por lo tanto, una forma de medir su edad es contabilizar la cantidad de gas radioactivo residual que contiene. Uno de los objetivos prioritarios de los viajes a la Luna fue obtener la edad de su superficie. En el cuadro 6 se presentan las edades de algunas muestras lunares.

110 110 La exploración de la Luna. En 1969, más de quinientos millones de personas observaron en sus pantallas de televisión la aventura del hombre en la Luna. Durante tres años, 12 astronautas visitaron nuestro satélite gracias al apoyo técnico de miles de científicos e ingenieros. CUADRO 6. Edades de los mares de la Luna en miles de millones de años Maar Brecchias asociadas Basaltos Serenitatis (Serenidad) Nectaris (Néctar o dulzura) Fecunditatis (Fecundidad) Tranquilitatis (Tranquilidad) Humorum (Humedades) Crisium (Crisis) 4.1 Imbrium (Lluvias) Orientale (Oriental) 3.8 La historia de la exploración lunar desde el espacio comenzó en La Unión Soviética envió tres ondas Luna 3 que pasaron detrás de la Luna, por su lado oculto, y enviaron las primeras fotografías. Fue sorprendente constatar que el lado oculto de la Luna casi no tiene mares; probablemente se debe a que está más expuesto al bombardeo meteorítico. En 1961 la NASA comenzó su proyecto de exploración lunar. Envió sondas Ranger de estudio a la Luna y, simultáneamente, puso en práctica el envío de un astronauta (en las naves Mercurio) y de dos de ellos (en las naves Gemini). En 1966, una nave soviética (Luna) y una norteamericana (Surveyor) lograron posarse suavemente sobre la superficie lunar, comprobando que era de materia sólida; las sondas sólo se sumieron unos cuantos centímetros. Además, se obtuvieron las primeras fotografías.

111 111 En la Navidad de 1968 la sonda Apolo 8 circundó a la Luna y regresó a la Tierra por primera vez. El año siguiente, la nave Apolo 11 llevó a los primeros hombres a la Luna. Les tomó tres días llegar en el módulo de comando, y mientras éste orbitaba la Luna, de él se separó el módulo lunar con Neil Armstrong y Buzz Aldrin a bordo, dejando a Michael Collins en órbita. El 20 de julio de 1969 Armstrong pronunció las siguientes palabras al pisar la Luna: "Esto es un paso pequeño para un hombre y un gran salto para la Humanidad." Siguieron los Apolo 12 y 14, de adaptación para el hombre a las condiciones lunares, y los 15, 16 y 17, de gran envergadura científica (la nave Apolo 13 sufrió un desperfecto y tuvo que regresar). Los astronautas estaban protegidos en contra de las condiciones letales de la Luna (ausencia de aire, calor intenso) por trajes espaciales y equipo que pesaba 300 kg en la Tierra (50 en la Luna). Los trajes necesitaban estar a presión y permitirles realizar movimientos y comunicarse. Los astronautas permanecieron en la Luna varios días. Algunos de ellos viajaron en transportes motorizados para explorar regiones interesantes. Colocaron varios aparatos para medir el viento solar y un sismógrafo para explorar las condiciones interiores de la Luna. Trajeron cientos de muestras rocosas para tratar de entender la evolución geológica de la Luna. A veinte años de los viajes Apolo, se siguen analizando las muestras lunares que provienen de nueve sitios distintos. Las misiones Apolo trajeron muestras que pesaron en total 382 kg. Las ondas soviéticas Luna 16, 20 y 24 trajeron 310, incluyendo una muestra de 160 mm de longitud obtenida taladrando la corteza lunar. Los instrumentos que fueron dejados en la Luna funcionaron durante ocho años. Detectaron sismos, impactos de meteoritos y midieron la energía radiada por el interior de la Luna. Se sacaron miles de fotografías del satélite, algunas en rayos X, que han permitido conocer en detalle la composición química superficial.

112 112 Se suspendieron las misiones Apolo 18, 19 y 20. El único científico que ha ido a la Luna es Harrison Schmidt, a bordo del Apolo 17. En 1977 se dejaron de monitorear las señales provenientes de la Luna, debido a los enormes recortes de presupuesto sufridos por la NASA. Fobos y Deimos Fobos y Deimos son los dos satélites conocidos de Marte. Sus nombres vienen del griego y significan miedo y pánico; justos acompañantes de Marte, el dios de la guerra. Estos satélites son básicamente trozos de piedra. Figura 51. Fobos y Deimos, los dos satélites irregulares de Marte (NASA). Fobos y Deimos son muy pequeños. Se mueven relativamente rápido debido a su cercanía al planeta (si no fuera así caerían sobre Marte). Están a y km sobre la superficie del planeta, respectivamente. Fobos le da una vuelta a Marte en 7 horas 40 minutos; como el día en Marte es de 24 horas 37 minutos, Fobos tarda menos de un día marciano en dar una vuelta al planeta. Deimos tarda un poco más: 30 horas. Un observador marciano vería que Fobos se "mueve al revés", comparado con Deimos, los demás planetas, el Sol y las estrellas; es decir, se mueve de oeste a este. Fobos y Deimos siempre le dan la misma cara a Marte; su periodo de rotación es igual a su periodo de traslación. No son esféricos y están cubiertos por fracturas y cráteres debidos a impactos de meteoritos. Fobos tiene un cráter de 8 km de diámetro, inmenso si se compara con las dimensiones máxima y mínima del satélite (27 y 19 km). La

113 113 dimensión máxima de Deimos es de 15 km y la mínima de 11 km. Las densidades de estos satélites son iguales: 2 gr/cm 3, que es la misma que tienen los asteroides rocosos. Por ello se piensa que podrían ser antiguos asteroides atrapados por Marte. Ío Probablemente la Luna más espectacular del Sistema Solar es Ío. Este satélite de Júpiter es el único cuerpo en el que se han observado volcanes en erupción, aparte de la Tierra. Desde un punto de vista geológico, la superficie de Ío es la más activa de todo el Sistema Solar. Se encontró que en un solo hemisferio tenía ocho volcanes haciendo erupción simultáneamente, con velocidades de salida de las columnas eruptivas de.3 a.7 km/seg (muy semejantes a las terrestres, que son de km/seg), por lo cual alcanzan alturas de hasta 280 km. El principal componente volátil de las columnas eruptivas de los volcanes de Ío parece estar constituido por una concentración muy grande de azufre y bióxido de azufre, mientras que en las columnas terrestres este componente es básicamente el agua. Figura 52. Ío, satélite de Júpiter, presenta vulcanismo activo. Aquí se observa la pluma volcánica que se eleva a grandes distancias sobre su superficie (NASA).

114 114 Figura 53. Composición fotográfica que muestra a Júpiter con sus lunas galileanas: Ío, Europa, Ganimedes y Calisto (NASA). Se piensa que la principal fuente de calor causante del vulcanismo en Ío es la deformación periódica a la que está sujeto, debido a la atracción gravitacional de Júpiter y a las demás lunas, que crean grandes tensiones en su interior por fuerzas de marea. Europa Europa es otro ejemplar extraordinario. Está completamente cubierto de hielo y no presenta ni montañas ni valles. Es como una inmensa pista de patinar. Se observan en su superficie marcas filamentosas que son, probablemente, grietas que se formaron por impactos de meteoritos, que fundieron la superficie; estos líquidos así producidos se resolidificaron más tarde, rellenando los huecos y grietas producidos por los impactos. Algunos investigadores piensan que debajo de la corteza sólida de Europa existe agua líquida, así como en la Tierra hay un mar debajo del hielo del Polo Norte. Y van más lejos todavía: argumentan que si en el pasado la temperatura de Europa fue más elevada, bien se pudo haber generado vida. Se ha observado que en la Tierra la vida aparece incluso en condiciones muy adversas: hay peces que viven en las profundidades del mar a temperaturas muy bajas, presiones muy altas, y donde hay muy poca luz. Estos investigadores argumentan que de la misma manera podría haber vida en estos mares bajo los hielos de Europa. Titán

115 115 Titán es la segunda luna más grande del Sistema Solar. Es casi del mismo tamaño que Mercurio y pertenece al minisistema de Saturno. En Titán siempre está nublado, con nubes de color naranja, Titán tiene montes nevados, lagos y lluvia. Pero así como en la Tierra estos lagos son de agua, en Titán están compuestos de metano. En otras palabras, en Titán llueve gas natural. Miranda Miranda es un satélite de Urano. Antes de que lo fotografiara la nave Viajero en 1986, se pensaba que sería un mundo de hielo, cubierto de cráteres como algunas de las lunas de Júpiter o de Saturno. El mismo hecho de fotografiarlo planteó problemas difíciles, pues la sonda pasó a una velocidad de 60 kilómetros por segundo por su vecindad. Como a Miranda le llega muy poca luz del Sol, por estar tan lejos, las fotografías se veían distorsionadas. Una vez que se resolvieron los detalles técnicos, se observó que este satélite tiene algunas peculiaridades únicas. Posee vastas regiones de forma rectangular, que no se parecen a ninguna estructura geológica (montaña, valle, mar, volcán, cráter, etc.) de ningún otro planeta ni luna. Además de tener esta forma rectangular, dichas regiones están levantadas sobre la superficie. Figura 54. Composición fotográfica que muestra a Saturno con algunos de sus satélites: Dione, Mimas, Tetis, Encélado, Rea y Titán (NASA).

116 116 Figura 55. Miranda, mundo maravilloso que, según algunos astrónomos, se partió y se volvió a unir (NASA). La explicación que han dado los especialistas es que Miranda chocó violentamente con un meteorito gigantesco. Después del choque los fragmentos se volvieron a juntar, pero no se fundieron lo suficiente para formar una luna tan esférica como muchas otras. ANILLOS Conocemos cuatro planetas con anillos, que son los más grandes del Sistema Solar: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Galileo fue el primer científico en mencionar un aspecto extraño en Saturno, aspecto que, según sabemos ahora, se debe a la presencia de anillos: "Al contemplar a Saturno noté que, curiosamente, parece cambiar de forma; a veces se ve más redondo, y en otras ocasiones se observa achatado". Observadores posteriores, con mejores telescopios, les dieron el nombre de anillos a las estructuras delgadísimas que rodean a Saturno. En 1857 Maxwell concluyó que los anillos no podían estar formados por un disco sólido de materia, sino que debían estar constituidos por gran cantidad de partículas discretas. Pero el conocimiento actual que sobre ellos tenemos se debe principalmente a las sondas espaciales.

117 117 Figura 56. El anillo de Júpiter visto desde el lado noche del planeta. Se observa con claridad que es sumamente delgado (NASA). Cada sistema de anillos tiene sus características peculiares. Así, el anillo de Júpiter, por ejemplo, está concentrado en un plano de 30 km de espesor. El resto forma un halo de km por encima y por debajo de este plano. Está formado principalmente por partículas de polvo de mm de diámetro. Probablemente el anillo de Júpiter está formado por materia volcánica que se originó en su satélite Ío. El anillo de Júpiter se dispersa constantemente en el espacio formando el halo: sin embargo, los volcanes de Ío, que continuamente hacen erupción, arrojan nuevas partículas al espacio y vuelven a poblar la parte densa del anillo. La luna Encélado, de Saturno, también parece presentar un vulcanismo activo y puede estar poblando de partículas a algunos de sus anillos. Los anillos de Saturno están formados tanto por fragmentos rocosos de hielos de varios metros de diámetro como por pequeñísimas partículas de polvo. Sus dimensiones son: 800 m de espesor y km de ancho. Es decir que si una sonda espacial los atravesara a una velocidad de 11 km/seg no tendra tiempo de fotografiarlos. Cuando vemos a Saturno desde la Tierra, con el ecuador alineado a nuestra línea de visión, los anillos desaparecen por completo. En cambio, cuando lo observamos de canto con un buen telescopio, se distinguen tres anillos y unas zonas oscuras llamadas divisiones de Cassini y de Encke. Sin embargo, las naves Vikingo 1 y 2, que los estudiaron de cerca, observaron que son cientos de anillos compuestos de partículas de distintos tamaños y composición química. Dentro de la zona de los anillos existen zonas sin partículas (anillos vacíos) y algunas lunas pequeñas.

118 118 Como veremos más adelante, en la sección de cosmogonía, Saturno parece un sistema solar primitivo. Aparentemente, hace 10 millones de años las partículas que forman los anillos de este planeta estaban distribuidas en un halo a su alrededor. Como resultado de su movimiento de rotación y de colisiones sucesivas la mayor parte se fue acomodando en el plano ecuatorial de Saturno, aunque muchas de ellas se escaparon al espacio interplanetario. En las zonas alejadas del planeta las partículas se aglutinaron para formar lunas, pero en las regiones cercanas las enormes fuerzas de marea impidieron la cohesión de las partículas y no se pudieron formar satélites de gran tamaño. Figura 57. Las estrías oscuras que se ven en los anillos de Saturno parecen consistir en partículas suspendidas sobre el plano de los anillos por su carga eléctrica (NASA). La composición química de los anillos de Saturno es básicamente de hielos: hielo de agua, hielo seco y hielo de amoniaco. Unos son de rocas de color oscuro y otros son materia volcánica polvosa. Algunos de los "anillos vacíos" están poblados por pequeñas lunas que capturan a las partículas que encuentran en su camino. Otros sufren efecto de resonancia entre la velocidad de las partículas y los grandes satélites. El anillo F de Saturno es muy delgado y en algunos lugares parece estar trenzado. Se cree que dos pequeñas lunas lo están "pastoreando", esto es, evitando que se desintegre. La razón por la cual se piensa esto es que las lunas se mueven a ambos lados del anillo, muy cerca una de la otra, y al moverse atraen a las partículas del anillo haciendo que se tuerza.

119 119 El campo magnético de Saturno también actúa sobre los anillos produciendo unas estrías de color oscuro sobre ellos, que se desplazan con el mismo periodo de rotación del planeta, y no con velocidades que disminuyen al alejarse del planeta como los demás componentes anulares. El polvo que forma a estas estrías está cargado electrostáticamente y por eso sigue la misma velocidad de rotación que el campo magnético de Saturno. LOS COMETAS Morfología Los cometas pasan la mayor parte de su vida lejos del Sol, son sólidos, fríos, oscuros y muy pequeños; son tan diminutos que no se pueden observar ni siquiera a través de los telescopios más poderosos. Estos cuerpos se encuentran en promedio a unidades astronómicas del Sol (una unidad astronómica equivale a la distancia entre la Tierra y el Sol, es decir, 150 millones de kilómetros). Estos cuerpos, llamados "núcleos" de cometa, son bloques de sustancias congeladas cuyas dimensiones fluctúan entre cientos de metros hasta varios kilómetros. Esas sustancias, entre ellas agua, bióxido de carbono (hielo seco), amoniaco y metano (gas natural), están mezcladas con polvo interplanetario y con ciertos compuestos de hierro y magnesio, por lo que es común decir que "el núcleo de un cometa es un pedazo de hielo sucio". Al hallarse a unas tres unidades astronómicas (U.A.) de distancia del Sol, las masas de hielo comienzan a evaporarse debido a la radiación solar, y alrededor del núcleo se forma una capa gaseosa llamada "coma". El vapor puede salir a través de fisuras de la corteza del núcleo, en forma de chorros; más tarde el gas se dispersa y se forma la coma. Esta capa es muy tenue (las estrellas pueden verse a través de ella), pero sus dimensiones a menudo son enormes, mayores, que las del Sol. A medida que se acercan más al Sol (a menos de dos unidades astronómicas de distancia), los cometas comienzan a desarrollar su cola. De hecho, la palabra "cometa" proviene del griego kometes, que significa "de cabellos largos". La interacción de la coma del cometa con el viento solar y la radiación del Sol es la causa de la formación de la cola. Por una parte, la intensa radiación solar ultravioleta "ioniza" los gases que forman la coma (esto es, provoca que adquieran carga eléctrica),

120 120 haciéndolos brillar: por otra, el viento solar los arrastra, alejándolos del núcleo, hasta originar así la cola del cometa. Por esta razón, las caras de los cometas apuntan siempre en dirección opuesta al astro solar. Figura 58. La cola de los cometas se debe a la interacción del viento solar con los gases producidos por la evaporación del núcleo. Algunos cometas desarrollan una cola de polvo, además de la cola ionizada. Este polvo también se desprende del núcleo por efecto de la incandescencia solar. Como la masa de las partículas de polvo es mayor que la de los iones, el viento solar las desvía menos de su recorrido, de manera que la cola de polvo se aparta un poco menos de la trayectoria del cometa. Es factible observar esta cola debido a que refleja la luz del Sol y, por ello, su color (rosado) es diferente al de la cola de iones (blanco azulado). Las colas de los cometas alcanzan dimensiones increíbles, hasta de dos unidades astronómicas. Por esta razón se dice que los cometas son los cuerpos más extendidos del Sistema Solar. Órbitas La mayor parte de los cometas se desplaza en órbitas elípticas alrededor del Sol, es decir, forman parte del Sistema Solar. Estas órbitas están orientadas en todas direcciones respecto de la eclíptica y hay igual número de cometas prógrados y retrógrados. Hasta la fecha se han identificado alrededor de 700 cometas. La mayor parte de ellos tarda más de 500 años en

121 121 darle una vuelta al Sol. El cometa con menor periodo detectado es el Encke (3.3 años). Al aproximarse al Sol, un cometa puede pasar relativamente cerca de un planeta (en especial de Júpiter o Saturno, que son los mayores) y ser atraídos por éste. Si la interacción es muy intensa, la órbita del cometa se modifica de modo considerable. La velocidad de un cometa varía a lo largo de su órbita, y llega a alcanzar unos 30 km por segundo en la proximidad del Sol. Otros datos Nombres de los cometas. Suelen aparecer unos 15 cometas al año, pero rara vez pueden observarse a simple vista. De ellos, un tercio son nuevos descubrimientos, y los restantes son reapariciones de cometas conocidos. Al aparecer un cometa, se le asigna como nombre provisional el año del descubrimiento, seguido por una letra que indica el orden en que fue identificado. Así, por ejemplo, el primer cometa descubierto en 1974 se llamó 1974a, el segundo 1974b, etc. Algunos cometas llevan, más tarde, el nombre del astrónomo que los estudió. Fracturas. Como los núcleos de los cometas se hallan sometidos a ciclos de calentamiento y enfriamiento posterior muy intensos, pueden sufrir fracturas ocasionales. Por ejemplo, cuando el cometa West se aproximó al Sol en 1976, su núcleo se dividió en cinco fragmentos diferentes. Cuanto mayor número de veces pase un cometa cerca del Sol, tanto más se desgastará e irá dejando pequeños fragmentos a lo largo de su trayectoria. Cuando la Tierra atraviesa la trayectoria de algún cometa viejo, esos fragmentos caen en la atmósfera, fenómeno que se conoce como estrella fugaz. Cuando penetran muchos fragmentos en poco tiempo, se produce una lluvia de estrellas. En mayo y octubre pueden observarse lluvias de estrellas llamadas Acuáridas y Oriónidas, producidas por desechos del cometa Halley.

122 122 Figura 59. Las lluvias de estrellas se producen cuando pequeños fragmentos de cometa entran en la atmósfera y se incendian por fricción. Colisiones. A veces los cometas chocan contra algún otro cuerpo del Sistema Solar. Por ejemplo, se piensa que en 1908 un cometa chocó contra la Tierra en un lugar llamado Tunguska, en la Unión Soviética, localizado en Siberia, en una región pantanosa y helada. Al caer, el cometa derribó todos los árboles distribuidos en un área de km 2. No quedaron residuos, ya que al estar compuesto en esencia de hielo, se evaporó totalmente. Algunos autores piensan que la extinción masiva de los dinosaurios y otras especies se debió a numerosas colisiones de cometas con la Tierra, que levantaron una capa de polvo haciendo disminuir así la temperatura superficial de la Tierra, lo que provocó la muerte de plantas y animales. La teoría más aceptada sobre el origen de los cometas señala que son restos de la formación del conjunto del Sistema Solar. Se considera que el Sol y los planetas se formaron por contracción gravitacional de una nube de gas y polvo y que casi toda la materia fue absorbida por ellos. La materia restante, distribuida muy lejos del Sol, la constituyen los cometas, el polvo y el gas interestelar. Las primeras fotografías del núcleo de un cometa A principios de 1987 cuatro sondas espaciales se acercaron al núcleo del cometa Halley, enviadas por Japón, la URSS y los países socios de la Agencia Espacial Europea. Entre los objetos comunes de las misiones pueden mencionarse los siguientes: determinar la naturaleza del núcleo y la cantidad de materia que lo compone; calcular su contenido de polvo y el tamaño de las partículas y estudiar

123 123 ciertos procesos físicos como la interacción de la coma con el viento solar. La nave que envió la Agencia Espacial Europea se llamó Giotto, en honor del célebre pintor que inmortalizó la aparición del Halley en 1301 en un fresco titulado La adoración de los Reyes Magos. Esta nave pudo tomar la primera fotografía del núcleo del cometa. En estas fotografías se observa que el núcleo del cometa tiene forma de cacahuate, es de 15 km de largo y posee un color oscuro, debido a su corteza de tierra. Se observó que salía gas y polvo a gran velocidad por las fisuras. El núcleo del cometa Halley liberaba 60 toneladas de vapor de agua cada segundo durante su perihelio. Los chorros de gas apuntaban hacia el Sol, ya que la zona más caliente del cometa apunta hacia él. Figura 60. El núcleo del cometa Halley fue fotografiado por vez primera por la nave Giotto. Tiene forma de papa, es muy oscuro y del lado día emanan chorros de material gasificado (Agencia Espacial Europea). Las futuras misiones a los cometas son las llamadas Magallanes y Roseta a cargo de la NASA y la Agencia Espacial Europea. LOS PLANETAS MENORES Los planetas menores o asteroides son inmensas rocas que se encuentran en órbitas elípticas rotando alrededor del Sol, principalmente entre las órbitas de Marte y Júpiter, aunque existen asteroides cuyas órbitas intersectan a las de la Tierra y Saturno. Se estima que su número aproximado es de , aunque sólo se han estudiado con detalle unos Sus dimensiones son en promedio de 100 a 200 km.

124 124 El diámetro del mayor, Ceres, es de km. Este asteroide tiene el 30% de la masa de todos los demás asteroides conocidos juntos. Le siguen en tamaño Vesta y Palas, que tienen unos 500 km de diámetro. La composición química de los asteroides es muy variada: algunos contienen, esencialmente, compuestos de carbono o compuestos ricos en silicio y el 5% son ricos en metales. Se piensa que en un principio había varios asteroides que sufrieron diferenciación, es decir, que en ellos los metales se fueron al centro y las rocas a la superficie, por el calentamiento que produjo el decaimiento de materiales radioactivos. Debido a los choques frecuentes de unos con otros, con una velocidad de impacto típica de 5 km/seg, estos asteroides se fragmentaron, formando "familias" de asteroides más pequeños. Los asteroides de aspecto metálico surgieron del interior de los asteroides primitivos y los rocosos de la superficie. Cuando los choques entre asteroides son menos violentos, los fragmentos se pueden "quedar pegados", dando origen a asteroides de composición química mixta. Un astrónomo japonés buscó (y encontró) "familias" de asteroides con órbitas muy parecidas. Se llaman "familias Hirayama" en su honor. Existen asteroides dobles, que giran uno alrededor de otro, o que tienen forma de "mancuerna", como Héctor. Los tres anillos de polvo que se encontraron con el satélite infrarrojo IRAS, entre la órbita de Marte y Júpiter, se pudieron haber formado por la molienda continua que resulta del impacto de los asteroides. Existen algunos planetas menores, como Quirón, cuya órbita está entre la de Júpiter y Saturno. Su diámetro es de sólo 300 km y podría ser el núcleo de un cometa desviado gravitacionalmente por los planetas gigantes. Otro planeta menor interesante es Hidalgo. Su órbita es la más elongada de todos los asteroides estudiados; llega más allá que la de Júpiter y está inclinada 60 respecto de la eclíptica. La Unión Astronómica Internacional agrupa a los astrónomos profesionales de todo el mundo. Tiene una serie de comisiones encargadas de funciones diversas, entre las cuales se encuentra la de dar nombres a los cuerpos celestes.

125 125 Figura 61. Los 33 asteroides con diámetros mayores que 200 km. El arco grande a la izquierda representa a Marte. La Comisión de nombres de planetas menores de la Unión Astronómica Internacional decidió bautizar a siete asteroides en honor a los astronautas que perecieron durante el despegue del Challenger el 28 de enero de Los nombres son 3350 Scobe, 3351 Smith, 3352 McAuliffe, 3353 Jarvis, 3354 McNair, 3355 Onizuka y 3356 Resnik. Estos asteroides fueron descubiertos entre 1980 y 1984 por los astrónomos Bowell y Thomas del Observatorio de Lowell en Estados Unidos. Los números de los asteroides corresponden a su número de descubrimiento. Las órbitas de los asteroides suelen ser muy elípticas y desorganizadas. Tal vez algunos cuerpos masivos pasaron por el cinturón de asteroides y desorganizaron sus órbitas, volviéndolas caóticas e impidiendo que los asteroides se aglutinaran en un planeta, produciendo en cambio sus choques frecuentes. Existen dos familias de asteroides, troyanos y griegos, llamados así porque llevan nombres de héroes de la Ilíada, que se mueven en una órbita muy cercana a la de Júpiter. Los "griegos se mueven por delante de Júpiter y los "troyanos" por detrás, en los llamados puntos lagrangianos (las regiones en donde la atracción gravitacional ejercida por Júpiter es igual a la del Sol). METEORITOS Los meteoritos son cuerpos menores que caen sobre la Tierra y otros cuerpos del Sistema Solar. Algunas veces al caer forman cráteres, pero casi siempre se volatilizan antes de caer en los cuerpos con atmósfera, y al hacerlo producen

126 126 trayectorias luminosas conocidas como estrellas fugaces. Todo los días caen aproximadamente 19 toneladas de materia del espacio sobre la Tierra. Se dispone de muy poca materia extraterrestre. Sólo se tienen algunas muestras lunares y meteoritos, aunque ya se ha hecho un análisis directo de las superficies de Marte y de Venus. Uno de los meteoritos más importantes que se ha analizado es el meteorito Allende, que cayó en 1969 cerca de Toluca, cuya masa se estima en cuatro toneladas de materia sólida. Este meteorito tiene muchas peculiaridades. Su composición química es muy similar a la del Sol, lo que viene a mostrar que probablemente ambos se formaron de la misma nube. Sus diferencias (en composición química) se deben a que el Sol quema rápidamente elementos como el litio y a que Allende no puede tener gases muy volátiles y gases nobles. Se ha podido determinar con mucha precisión la edad de Allende que es de 4.67 X 10 9 años, que dentro de la incertidumbre, se piensa que es la edad del Sol y del Sistema Solar. El estudio de la composición química de los meteoritos es fundamental para entender la evolución y el origen del Sistema Solar. Esto se debe a que muchos meteoritos provienen de regiones muy alejadas del Sistema Solar en donde no fueron contaminados por la presencia de vida ni por los intensos vientos solares que producía el Sol en su etapa de protoestrella. La composición de los minerales de un meteorito depende de la presión y de la temperatura del medio en que se formaron. Figura 62. Fragmento del meteorito Allende, muy apreciado por su edad (cuatro mil seiscientos millones de años) y por sus inclusiones vidriosas ricas en aminoácidos.

127 127 Existe una clase peculiar de meteoritos llamados tectitas. Tienen aspecto vidrioso y formas circulares, alargadas y de mancuerna; las mayores tienen 8 cm de diámetro. Se han encontrado principalmente en Indonesia y Australia. Las tectitas son muy pobres en agua, lo que ha hecho suponer a algunos investigadores que pueden ser de origen lunar. Es posible que en el pasado, cuando hubo vulcanismo activo en la Luna, algunos fragmentos volcánicos hayan logrado escapar de ella y hayan caído en la Tierra. Esta hipótesis se confirma por el hecho de que las tectitas parecen haber estado fundidas a alta presión y haberse solidificado rápidamente. Otros investigadores piensan que se formaron por el impacto de un enorme meteorito sobre la Tierra que lanzó pequeños fragmentos fundidos a la atmósfera, que al caer por el aire tomaron esas formas curiosas. Se ha encontrado que algunos meteoritos tienen inclusiones con aminoácidos. Este descubrimiento es importante para los estudios sobre el origen de la vida, puesto que muestra que se puede formar compuestos orgánicos complejos en el medio interestelar. Allende muestra sobreabundancia de algunos isótopos del oxígeno y del magnesio; esto parece indicar que poco antes de la formación del Sistema Solar hubo una explosión de supernova en su vecindad, lo cual, por un lado, enriqueció a la nube de la cual se formó el Sistema Solar con elementos químicos recién procesados y, por otro, ayudó a generar una onda de choque que propició su colapso. Hoy en día se está realizando una búsqueda intensa de meteoritos en el Polo Sur. En esas regiones, los meteoritos se conservan muy bien enterrados en los hielos, prácticamente sin contaminación orgánica. NOMBRES DE LOS CRÁTERES Los nombres de los objetos celestes son muy variados: incluyen desde nombres de sus posiciones en catálogos, como NGC 2403 (el astro número 2403 del New General Catalog de objetos difusos), hasta nombres poéticos o mitológicos, como la constelación de Perseo, llamada así en honor del héroe griego que le cortó la cabeza a Medusa. Otros nombres son morfológicos, como la nebulosa del Cangrejo o la de la Tarántula. No sólo los objetos llevan nombres sino también algunas de sus estructuras. Los cráteres de Mercurio conmemoran a

128 128 artistas y poetas, como por ejemplo el cráter Sor Juana, ubicado en el hemisferio norte del planeta. A raíz de los descubrimientos de los nuevos satélites del Sistema Solar y de las fotografías cercanas de algunos de los ya conocidos, la cantidad de estructuras por bautizar ha aumentado enormemente. La nave Viajero II, por ejemplo, fotografió las lunas de Urano y habrá que darles nombre. En la actualidad los nombres de los objetos astronómicos son asignados por el pleno de los astrónomos profesionales. Éstos están agrupados en la Unión Astronómica Internacional que se reúne cada tres años. Está subdividida en comisiones dedicadas a varios aspectos de la astronomía, por ejemplo, la Comisión de Galaxias, la de Supernovas y la de Nomenclatura. La próxima reunión será en agosto en la ciudad de Baltimore, Estados Unidos. Durante la reunión de Patras, Grecia, en 1983, se les dio nombre a las estructuras de las lunas de Júpiter y Saturno. Por ejemplo, las estructuras superficiales de la luna Encélado de Saturno llevan nombres de los personajes de Las mil y una noches. Un cráter se llama Alí Babá, otro Aladino y otro más Simbad. Ahora, en Baltimore, las recientemente descubiertas lunas de Urano serán bautizadas. Algunas estructuras llevarán nombres de las personas que las descubrieron y de científicos e ingenieros que ayudaron a construir las naves Viajero; otras tendrán nombres tomados de libros y leyendas. OTROS PLANETAS La existencia de otros planetas más allá de la órbita de Plutón es factible. Pero, de haberlos, serían muy difíciles de detectar. Se han hecho búsquedas con telescopio de planetas del tamaño de Neptuno o mayores, en el plano de la eclíptica, hasta una distancia de 270 unidades astronómicas (siete veces la distancia de Plutón al Sol), y no se han encontrado. Sin embargo, con el satélite infrarrojo IRAS se han encontrado estrellas enanas cafés: cuerpos mayores que Júpiter, que podrían estar asociados al Sistema Solar. COSMOGONÍA

129 129 Se ha observado que, en la galaxia, las estrellas se forman por condensación de nubes de gas y de polvo. Para que se dé la contracción, la energía potencial gravitacional de la nube deberá ser mayor que la energía que tiende a disiparla: la energía cinética más la energía magnética. Figura 63. Una nube interestelar de gas y polvo semejante, probablemente, a la que dio origen al Sistema Solar. A rasgos muy generales, se piensa que el Sistema Solar se formó de la siguiente manera: Existía, en el medio interestelar, una "nube molecular" con temperatura de unos 10 K y densidad de partículas por cm 3. Esta nube protosolar estaba en equilibrio con el medio; tenía campo magnético y rotación. Estaba compuesta por gas (H, H 2, He, N, O, C) y polvo (polvos metálicos refractarios y polvos volátiles o hielos). En la vecindad de esta nube protosolar ocurrió una explosión muy violenta, la explosión de una estrella supernova (en la que una sola estrella libera más energía que toda una galaxia). La onda de choque producida por la supernova obligó a la nube protosolar a contraerse hasta el punto en que las fuerzas de contracción vencieron a las de expansión, y se produjo el colapso. Como la nube estaba rotando, se colapsó en un disco, ya que en la dirección del eje de rotación no había fuerza centrífuga que se opusiera a la contracción. La densidad tendió a ser mayor en la parte central de la nube. Las partículas de polvo más densas se incorporaron más rápidamente que el gas al plano del protosistema solar. En la parte central de la nube protosolar se formó el protosol, dentro del cual quedó congelado el campo magnético de la nube protosolar. El Sol se condensó con gran parte del material disponible. La energía gravitacional que tenían el gas y el polvo originales se transformó en energía cinética cuando se

130 130 contrajo la nube, y por lo tanto, el protosol se calentó. Una vez que la temperatura central en el interior del Sol fue lo suficientemente elevada, se llevaron a cabo reacciones nucleares en su centro y esta nube de gas se convirtió en una estrella con luz propia. De manera simultánea a la formación protosolar se empezaron a aglutinar también los polvos del resto de la nube. Cuando el Sol empezó a radiar, evaporó los polvos de hielos no refractarios que estaban en su vecindad, pero los polvos metálicos refractarios sobrevivieron al calentamiento (los polvos de hielo alejados del Sol no se evaporaron). Después, los polvos se aglutinaron en partículas y éstas, más tarde, en piedras de tamaño cada vez mayores, hasta formar planetesimales, que siguieron creciendo conforme atrapaban más y más materia del medio y conforme chocaban unos con otros. Figura 64. Remanente de la explosión de una supernova, que podría ser parecida a la que causó la formación del Sistema Solar. En otras palabras, los planetas se formaron por aglomeración de partículas de polvo que fueron creciendo para crear cuerpos cada vez más grandes. Los planetas cercanos al Sol son ricos en elementos pesados porque provienen de polvos refractarios que no se evaporaron cuando nació el Sol. En cambio, los planetas exteriores tienen una composición química más representativa de la nube original, ya que se formaron de polvos refractarios y de hielos. Los planetas exteriores son mayores y tienen más lunas porque dispusieron de mayor cantidad de materia para su formación.

131 131 Si los planetas se formaron por la agregación de planetesimales y partículas menores que rotaban alrededor del Sol como un disco plano, se pueden explicar a grandes rasgos muchas propiedades observadas del Sistema Solar, como la dirección de la rotación y de la traslación de la mayoría de los planetas y sus satélites. En el caso de Urano, cuyo eje de rotación está muy inclinado y cuya rotación es retrógrada, se ha tenido que recurrir a la explicación de que se podría haber formado por la colisión de dos protoplanetas muy masivos, ya que uno solo formado por agregados de gran cantidad de partículas con movimiento al azar en pequeña escala habría dado lugar a un planeta con el eje de rotación perpendicular al plano ecuatorial, como Júpiter. La rotación retrógrada de Venus sugiere desaceleración fuerte por efecto de mareas. Al observar el cinturón de asteroides nos podemos dar una idea de cómo se veía el plano del Sistema Solar antes de la formación de los grandes cuerpos. Los asteroides nunca se aglutinaron, probablemente por la fuerza de marea que ejerce Júpiter sobre ellos. En el Sistema Planetario se observa una traslación gradual en cuanto a composición química: más cerca del Sol encontramos materia refractaria, rocas y metales; y lejos del Sol, materia volátil y hielos, además de la anterior. La formación del Sistema Solar es, pues, resultado de una secuencia de eventos físicos normales. Tendrán otras estrellas sistemas de planetas también? Figura 65. Los astrónomos creen que la mayor parte de las estrellas tienen planetas o los tuvieron alguna vez. Por consiguiente, es muy probable que exista vida inteligente en el Universo además de la que conocemos.

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