© Libro N° 9876. Breve Historia De La Astronomía. Rodríguez Cardona, Ángel. Emancipación. Mayo 7 de
2022.
Título
original: ©
Breve Historia De La Astronomía. Ángel
Rodríguez Cardona
Versión Original: © Breve Historia De La Astronomía. Ángel
Rodríguez Cardona
Circulación conocimiento libre, Diseño y edición
digital de Versión original de textos:
http://www.librosmaravillosos.com/brevehistoriadelaastronomia/index.html
Licencia Creative Commons:
Emancipación
Obrera utiliza una licencia Creative
Commons, puedes copiar, difundir o remezclar nuestro contenido, con la única
condición de citar la fuente.
La
Biblioteca Emancipación Obrera es un medio de difusión cultural sin fronteras,
no obstante los derechos sobre los contenidos publicados pertenecen a sus
respectivos autores y se basa en la circulación del conocimiento libre. Los
Diseños y edición digital en su mayoría corresponden a Versiones originales de
textos. El uso de los mismos son estrictamente educativos y está prohibida
su comercialización.
Autoría-atribución: Respetar la autoría del texto y el nombre de los autores
No comercial: No se puede utilizar este trabajo con fines
comerciales
No derivados: No se puede alterar, modificar o reconstruir este
texto.
Fondo:
https://img.freepik.com/vector-gratis/fondo-formas-hexagono-abstracto-degradado_23-2149120168.jpg?t=st=1651180656~exp=1651181256~hmac=f9230295c6cb9b5c36b02c1c2348abc274d667a36f7895e7a263b5d847a9cc22&w=740
Portada E.O. de Imagen original:
http://www.librosmaravillosos.com/brevehistoriadelaastronomia/imagenes/portada.jpg
© Edición, reedición y Colección Biblioteca Emancipación: Guillermo Molina
Miranda
LEAMOS SIN RESERVAS,
ANALICEMOS SIN PEREZA Y SOMETAMOS A CRÍTICA TODA LA CULTURA
BREVE HISTORIA DE LA
ASTRONOMÍA
Ángel Rodríguez Cardona
Breve
Historia De La Astronomía
Ángel
Rodríguez Cardona
CONTENIDO
Introducción
1. Las primeras culturas y la bóveda celeste
2. La Tierra, centro del universo
3. La revolución heliocéntrica
4. Astronomía moderna
5. La astronomía de nuestro tiempo
6. El futuro de la astronomía
Bibliografía
Webgrafía
A mi amor
Introducción
Este es un libro de magia y de sueños.
La observación celeste comenzó como un intento de averiguar el designio
de los dioses, de interpretar sus intenciones y vaticinar sus consecuencias.
Los humanos consideraban que todo aquello que ocurriera en los cielos les
permitiría conocer los acontecimientos futuros, y los sacerdotes, denominados
así o de cualquier otra manera, al servicio de los señores de la Tierra, se
encargaban de descifrarlos. De ahí que se imaginase mágico todo aquello que
ocurriera en el firmamento celeste; se consideraba como el anuncio una buena
cosecha o de un año de hambruna, el éxito en una batalla, el augurio del final
de un reinado, o cualquier otra situación que a ojos de los poderosos, o
simplemente del pueblo, pudiese afectar gravemente su bienestar.
Y esto trajo dos consecuencias, una positiva como fue el desarrollo del
escrutinio del firmamento –la astronomía– y de las técnicas que lo
posibilitaron, que sin el mecenazgo de los poderosos nunca habría sido posible;
y otra negativa, la consolidación de la creencia popular de que mediante el
estudio de los astros –la astrología– se podía conocer nuestro futuro más o
menos cercano.
Los orígenes de esta última se remontan a la Babilonia de hace cuatro
milenios, pero, como sabemos, se mantienen firmes en la actualidad en la
conciencia popular a través de los horóscopos. Estos, en realidad, son las
representaciones de las posiciones planetarias de los astros de nuestro sistema
solar (los planetas, la Luna y el Sol) en su viaje anual sobre
el plano por el que se traslada la Tierra respecto a nuestra estrella –la
denominada eclíptica–, a través de las doce partes iguales en que se divide la
bóveda celeste. Estas regiones incluyen las constelaciones cuyos nombres
originan los de los conocidos signos del Zodiaco (Aries, Tauro, Géminis,
Cáncer, Leo, Virgo, Libra, Escorpio, Sagitario, Capricornio, Acuario y Piscis).
La fecha, hora y lugar de nacimiento de una persona o de un determinado
acontecimiento, permite encuadrarla en una región zodiacal, y a partir de eso,
mediante una interpretación totalmente subjetiva, los astrólogos realizan sus
particulares predicciones.
En la antigüedad, astrología y astronomía estuvieron íntimamente
ligadas. La segunda no hubiera podido desarrollarse sin el empuje supersticioso
de la primera. Pero, poco a poco, a medida que se levantaban las tinieblas
oscurantistas en la historia de la humanidad, ambas se fueron separando hasta
que los conocimientos del Renacimiento situaron a la astronomía como la ciencia
que hoy conocemos, y desplazaron a la astrología a los terrenos del esoterismo
y superchería que le corresponden.
Pero también decimos que este es un libro de sueños.
El sueño del hombre siempre ha sido conocer su origen y su destino.
Quiénes somos, de dónde venimos, hacia dónde vamos, no sólo son tres grandes
preguntas, son las preguntas por excelencia. Y la astronomía da cumplida
respuesta a cada una de ellas.
A lo largo de este libro nos adentraremos en los caminos del
conocimiento que nos permitirán contestarlas, y con ello nos descubriremos a
nosotros mismos, nos descubriremos volando con nuestra imaginación a esos
mundos que de niños imaginábamos, nos descubriremos asombrándonos con las
maravillas que el universo contiene, nos descubriremos sorprendiéndonos con el
futuro que nos espera en los siglos venideros, nos descubriremos, en suma,
disfrutando con el mayor de los espectáculos que la naturaleza pone a nuestro
alcance, aquel que nos hace vivir nuestras más fantásticas, prodigiosas e
inimaginables ilusiones, porque la astronomía está hecha del material del que
se componen los sueños.
Capítulo 1
Las primeras culturas y la bóveda celeste
Contenido:
§. El círculo de Goseck
§. El disco celeste de Nebra
§. Megalitos: Carnac y Stonehenge
§. Astronomía en el antiguo Egipto
§. Astronomía babilónica
§. Astronomía antigua China
§. Astronomía Precolombina
§. Cultura maya
§. Cultura azteca
§. Cultura inca
§. Cultura nazca
§. Cultura anasazi
Es muy sugerente imaginar cómo empezó todo. Cómo un ser humano decidió
mirar al cielo con otros ojos, ojos escrutadores que no sólo
contemplaban el firmamento, sino que eran capaces de ir más allá, y cuándo
ocurrió esto.
Inmersos en una bóveda celeste de luces cambiantes y peregrinas, los
hombres debieron de preguntarse por su significado y por su influencia en el
devenir de los acontecimientos. La mezcla de motivos religiosos, mágicos y
algunos razonamientos primarios dieron como resultado diversos escenarios cuyos
testimonios hoy conocemos a través de los restos arqueológicos encontrados en
la faz de la Tierra.
La arqueoastronomía es actualmente la disciplina científica que intenta
iluminar los descubrimientos arqueológicos mediante los conocimientos
astronómicos de las culturas antiguas.
Se considera a sir Norman Lockyer (1836-1920), que fue
director de la revista Nature, el padre de esta disciplina. Sentó
sus bases con la publicación del libro The dawn of astronomy (1894),
y uno de sus primeros trabajos de campo fue, en 1901, la datación astronómica
de Stonehenge.
En los años sesenta del siglo pasado, se da un nuevo empuje a la
investigación arqueoastronómica con el trabajo del astrónomo Gerald Hawkins
(1928-2003), que empleó primitivas computadoras para determinar los
alineamientos astronómicos de Stonehenge. Estos estudios alcanzan el estatus de
disciplina científica gracias a la obra de Alexander Thom (1894-1985), profesor
de ingeniería de la Universidad de Oxford, que con la publicación de su
libro Megalithic sites in Britain (1967) sentó las bases
metodológicas de la arqueoastronomía, disciplina que convertiría en una
herramienta muy útil para entender la profunda relación que existía entre la
astronomía y la cultura de los pueblos primitivos.
En este primer capítulo comentaremos los más importantes vestigios
encontrados de esas culturas e intentaremos darles un significado mediante un
viaje virtual en el tiempo que nos permita situarlos en el contexto histórico
en el que surgieron.
§. El círculo de Goseck
Cuando se sobrevuelan los campos cercanos a la ciudad de Goseck, en el
estado alemán de Sajonia-Anhalt, se observa un círculo de unos setenta y cinco
metros de diámetro que representa los restos del observatorio astronómico más
antiguo que se conoce.
El círculo de Goseck, que se halla en esa ciudad alemana, fue construido
hacia el V milenio a. C. Y parece ser, por los restos encontrados, que se
celebraban en él rituales de diversos tipos además de observaciones
astronómicas.
Originariamente consistía en cuatro círculos concéntricos, un montículo
en el medio, un foso y dos empalizadas de la altura de una persona. Tenía
también tres puertas, orientadas al sudeste, al sudoeste y al norte.
Estos restos fueron observados por primera vez desde el aire por un
piloto en 1991, pero hasta 2003 los científicos no determinaron la datación de
la construcción, que se fechó en torno al 4600 antes de Cristo.
Un observador situado en el túmulo central el día del solsticio de
invierno (21 de diciembre en el hemisferio norte), verá salir el Sol por la
puerta sudeste y ocultarse por la puerta sudoeste. Estas están separadas
exactamente 100º, ángulo que correspondía a las posiciones opuestas del Sol ese
día en la época en que se construyó el círculo, según han estimado los
científicos.
Las excavaciones realizadas en las cercanías de Goseck han exhumado
cabañas, restos de cerámica, una amplia variedad de granos y pruebas de
domesticación de animales. En el observatorio se han encontrado también
diversos restos de esqueletos humanos a los que se les había arrancado toda la
carne antes de enterrarlos, por lo que pudiera ser que en los círculos se
realizasen también sacrificios humanos o extraños ritos funerarios.
§. El disco celeste de Nebra
Este extraño objeto está íntimamente ligado con el círculo de Goseck por
su cercanía geográfica, ya que fue encontrado en 1999 a unos veinticinco
kilómetros de distancia, en el monte Mittelberg, cerca de Nebra, también en el
estado de Sajonia-Anhalt.
La génesis de su hallazgo es del todo detectivesca, ya que unos
muchachos que buscaban armas militares abandonadas en la zona dieron con un
depósito, rodeado de grandes piedras que lo ocultaban, que contenía un disco
clavado verticalmente en el suelo, acompañado de dos espadas, dos hachas, unos
brazaletes y un escoplo. Una vez extraídos los restos, los vendieron en el
mercado negro de coleccionistas. Uno de los compradores se puso en contacto con
los museos de Prehistoria de Múnich y Berlín, y les ofreció los restos por una
cantidad exorbitante, a lo que el director de este último, Wilfried Menghin, le
manifestó que el propietario legítimo del tesoro prehistórico era Patrimonio
Nacional. Después de este frustrado encuentro no hubo más noticias de este asunto
hasta que, en 2002, de nuevo aparecieron a la venta objetos del conjunto de
Nebra, lo que permitió a la policía poner en marcha una investigación que acabó
con la detención de los implicados y la recuperación del tesoro.
El disco celeste de Nebra, que data del II milenio a. C., se realizó en
bronce con varias incrustaciones relativas a objetos celestes e incluso con
otra serie de ellas que bien podrían utilizarse con fines astronómicos.
Los científicos han datado los objetos en el 1600 a. C., unos treinta y
tres siglos después de los restos de Goseck. El disco de bronce de un peso de
aproximadamente dos kilos tiene un diámetro que oscila entre los treinta y uno
y los treinta y dos centímetros y un grosor de un milímetro y medio en el
exterior, que va aumentando hasta los cuatro y medio en el interior. Es
ligeramente cóncavo. No se sabe cuál era su color original, ha adquirido una
coloración verdosa a causa del revestimiento actual de carbonato de cobre.
Una vez estudiado y analizado el disco celeste, se comprobó que el
originario había sufrido una serie de modificaciones a lo largo de los años a
medida que iban avanzando los conocimientos y quizá también debido a las
variaciones que experimentaba su uso. Se han podido constatar hasta cuatro
fases:
1.
Incrustación
de un disco solar, una Luna creciente y treinta y dos estrellas que parecen
representar las Pléyades que desaparecen del cielo boreal en primavera y
reaparecen a principios del otoño.
2.
Se añaden
dos arcos separados 82,5º en el horizonte, orientados este-oeste, que
representan la salida y puesta del Sol.
3.
Se añade
una barca solar entre los dos arcos del horizonte como símbolo religioso.
4.
Hasta un
total de treinta y ocho perforaciones en el borde, distribuidas en espacios
regulares, lo que sugiere el intento de emplear el disco periódicamente.
Ambos objetos sugieren que los pueblos del Neolítico y de la Edad del
Bronce fueron capaces de hacer ya en aquel tiempo mediciones astronómicas y,
además, con muchísima más precisión de la que los científicos pensaban hasta
entonces.
§. Megalitos: Carnac y Stonehenge
Allá por el 10.000 a. C. las culturas prehistóricas comienzan a
evolucionar en su modo de vida pasando de ser cazadores, pescadores y
recolectores a adoptar una forma más sedentaria y convertirse en agricultores y
ganaderos. Se trata del paso continuo del Paleolítico al Mesolítico, que acaba
culminando allá por el 6.500 a. C., en Europa, en el período Neolítico.
Es en esta época cuando surge la llamada cultura megalítica, término que
procede de las palabras griegas mega, “grande”, y lythos,
“piedra”, que dura hasta la Edad del Bronce. Se caracteriza dicha cultura por
la construcción de monumentos y grandes esculturas de piedra, de los que se
pueden encontrar restos en todo el mundo, aunque en nuestro caso vamos a
ceñirnos a la que se desarrolló en la Europa atlántica y el Mediterráneo
Occidental.
Las construcciones megalíticas que se han encontrado corresponden
principalmente a dos tipos de asentamientos, los funerarios y los religiosos.
A los primeros pertenecen los dólmenes, término procedente
del bretón que significa “mesa de piedra” (de dol, “mesa” y men,
“piedra”) y que, por lo general, consisten en varias losas hincadas en la
tierra en posición vertical y otra de cubierta apoyada sobre ellas en
horizontal. El conjunto conforma una cámara que, cuando se sujeta rodeándola
con tierra o piedras, que pueden llegar a cubrir las losas verticales total o
parcialmente, forman una colina artificial, un túmulo, que
reconocemos como lugar de enterramientos.
A los segundos pertenecen los menhires, término que
significa “piedras largas” y que resulta de la unión de dos palabras también
bretonas: men, “piedra”, e hir, “larga”. Algunos de
ellos se empleaban con fines funerarios, quizá a modo de lápidas, pero otros
tenían significado religioso.
La combinación de ambos da lugar a los alineamientos y
a los crómlech.
Los alineamientos de menhires consistían en ordenamientos lineales de
estas piedras, colocadas a intervalos más o menos regulares a lo largo de un
eje o de varios. El más famoso es el de Carnac, en Francia.
Los crómlech, término procedente del galés, que significa “piedra plana
colocada en curva” (de crown, “curvada”, y lech,
“piedra plana”), constituyen monumentos megalíticos formados por piedras o
menhires clavados en el suelo y que adoptan una forma circular o elíptica. El
más conocido es el de Stonehenge, en Inglaterra.
Comenzaremos comentando el más antiguo, el alineamiento de Carnac (4.500
a. C.-2.000 a. C.). Las piedras que lo formaban eran originariamente unas diez
mil, de las que hoy sólo quedan cerca de tres mil, distribuidas en cuatro
grandes agrupamientos: Le Ménec, Kermario, Kerlescan y Le Petit Menéc.
El agrupamiento de Le Ménec está formado por 1099 menhires dispuestos en
once hileras de cien metros de ancho por 1,2 kilómetros de largo. Es el mayor
de los cuatro.
Las hileras no son rectas, sino que describen una suave curva hacia el
nordeste. Está flanqueado por dos crómlech uno oriental y el otro occidental.
Los alineamientos de Carnac se realizaron entre el III y IV milenio a. C. en
esa población de la Bretaña francesa. Están formados por menhires y crómlech y
servían para observar las diversas fases de los movimientos de algunos cuerpos
celestes.
Sin embargo, el más famoso es el alineamiento de Kermario, situado al
este del anterior, que posee 982 menhires en diez hileras que se extienden a
través de 1,2 kilómetros. Aquí se hallan las piedras más grandes del grupo de
Carnac: la mayor supera los siete metros de altura.
Al este se encuentra el alineamiento de Kerlescan, que consta de
quinientas cuarenta piedras, organizadas en trece hileras de ciento treinta y
nueve metros de ancho y ochocientos ochenta de largo. En su extremo occidental
hay un crómlech de treinta y nueve menhires. Siguiendo en esa dirección se
encuentra por fin el agrupamiento de Le Petit Menéc, que en realidad podría ser
una extensión del de Kerlescan y que sólo cuenta con unos cien menhires.
El papel desempeñado por estos alineamientos no queda claro, desde el
puramente ritual al funerario, pasando por el mágico o astronómico de aquellos
días. Los druidas, que eran los hechiceros o sacerdotes de estas culturas, bien
pudieron utilizarlos para sus fines religiosos o mágicos que entonces se
mezclaban entre sí. El francés Jacques Cambry, en 1794, fue el primero que
sostuvo que las piedras de Carnac se refieren a cuerpos celestes, estrellas,
planetas o signos del zodiaco. En 1970, el ingeniero británico Alexander Thom
empleó las ideas vertidas por el astrónomo Gerald Hawkins en sus estudios sobre
Stonehenge y las aplicó a Carnac. Este científico afirma que Carnac es un
observatorio astronómico apto para predecir eclipses, posiciones de la Luna e
incluso los solsticios y equinoccios solares, lo que a modo de calendario les
permitía a sus constructores en realidad conocer los momentos más importantes
del ciclo anual para su vida agrícola.
Como comentamos anteriormente, el crómlech más representativo es el de
Stonehenge, situado en la llanura caliza de Salisbury, condado de Wiltshire, a
unos cien kilómetros al oeste de Londres, en Inglaterra. Se trata de una de las
más fascinantes construcciones de la historia, no sólo por su origen,
antigüedad o complejidad, sino por los enigmas que plantea todavía hoy a los
investigadores.
Se desconoce su finalidad, aunque bien hubiera podido utilizarse como
templo religioso, monumento funerario, complejo astronómico para predecir
estaciones o incluso para todas estas funciones.
El monumento megalítico de Stonehenge, situado en Salisbury (Inglaterra), se
construyó en tres fases entre el IV y el II milenio a. C. Su finalidad, hoy en
día, no se conoce totalmente, puesto que cumple con las necesidades de un
templo religioso, un monumento funerario y sobre todo, con las de un centro
astronómico.
Los primeros escritos de los que tenemos referencia en cuanto a este
complejo datan de la Edad Media y debemos agradecérselos a Geoffrey de Monmouth
(hacia 1100-1154 d. C.), obispo de San Asaph, que lo califica como un monumento
a la «Danza de los Gigantes», aunque también sugiere que pudiera ser un lugar
de enterramiento masivo de enemigos del rey. No en vano, Stonehenge significa
“piedra del ahorcado”. Más adelante, en el siglo XVII, el rey Jacobo I
de Inglaterra encargó su investigación al arquitecto Iñigo Jones, que llegó a
la conclusión de que era un templo romano dedicado a las deidades celestes.
Su supuesto origen retrocedió varios siglos cuando John Aubrey
(1626-1697), escritor y estudioso de los monumentos megalíticos de Inglaterra,
sugirió que Stonehenge era un templo construido por los druidas, teoría que
también defendía en la misma época el médico y masón William Stukeley
(1687-1765), famoso por relatar la «historia de la manzana», por todos
conocida, al redactar la biografía de su amigo sir Isaac
Newton. Con el tiempo, todas estas creencias fueron convirtiendo Stonehenge en
un centro mágico, y tanto fue así que los miembros de la Antigua Orden
Unificada de Druidas, creada en 1833, tomaron estos restos arqueológicos como
centro de culto hasta 1985, año en que las autoridades británicas decidieron
hacerse cargo de su protección y conservación, y en el que prohibieron la
celebración de este tipo de rituales.
La construcción cuenta con diversos componentes: trilitos o dólmenes
(dos pilares de piedra de poco más de cuatro metros, coronados por un dintel),
monolitos o menhires (de unos dos metros hasta de ocho el mayor), y el
crómlech, entre otras.
Su estructura se compone de una zona interior y de otra exterior.
La zona interior está delimitada por un círculo de casi treinta metros
con treinta columnas rectangulares coronadas con dinteles (de los que hoy sólo
existen algunos), a continuación hallamos un segundo anillo con sesenta
menhires de piedra azulada de casi dos metros de altura cada uno; más hacia el
centro se encuentra una formación en herradura con cinco trilitos de gran
tamaño que a cada lado tienen otros dos de tamaño decreciente. Si seguimos
avanzando, existe otra formación en forma de herradura con diecinueve menhires
de piedra azul de una altura inferior a los anteriores, y ya en el centro se
encuentra la denominada Piedra del Altar, de 4,8 metros de largo, que yace
sobre el terreno y resulta muy brillante a la exposición solar por contener
aluminio en grandes cantidades.
La zona exterior comienza con dos círculos con treinta agujeros cada
uno, llamados agujeros Y y agujeros Z. Más al exterior, el círculo de Aubrey
(en honor a su descubridor, sir John Aubrey) con cincuenta y
seis agujeros que circunvalan el conjunto. A continuación, dos monolitos de 2,7
y 1,2 metros respectivamente, y dos montículos de tierra compactada, dispuestos
alternadamente, llamados las Cuatro Estaciones, que forman un rectángulo
perfecto. Sigue un foso circular de 97,5 metros de diámetro que rodea todo lo
anterior, y un camino procesional de veintitrés metros de ancho y tres
kilómetros de longitud, aproximadamente, que corta el círculo de Aubrey y el
foso. Por último, encontramos la denominada Piedra Talón, de poco más de seis
metros de alto y un peso superior a las treinta y cinco toneladas, situada a
treinta y siete metros hacia el noroeste del pórtico, por el camino de acceso.
En realidad, esta construcción se llevó a cabo en tres fases
perfectamente diferenciadas y en un período de tiempo de unos 1500 años. La
primera comenzó alrededor del 2800 a. C., aunque se han encontrado restos
anteriores que se remontan al 3100 a. C. Se empezó construyendo el foso
circular más exterior y la estructura denominada Cuatro Estaciones, así como la
Piedra Talón. La segunda fase comienza hacia el año 2.100 a. C., que es cuando
se erige casi todo el conjunto, dejando para la tercera fase, hacia el 1.500 a.
C., la colocación de la Piedra del Altar así como la recolocación de los
menhires azulados hacia el interior del círculo, tal y como se encuentran en la
actualidad. Alrededor del 1100 a. C. se abandona Stonehenge.
Como curiosidad, y con el fin de hacerse una idea aproximada de la
magnitud del proyecto, es preciso indicar que las piedras de arenisca azul
provenían de las montañas de Precelly, situadas a trescientos veinte kilómetros
en el sudoeste de Gales. Las piedras silíceas, algunas de las cuales llegaban a
pesar hasta veintiséis toneladas, se trajeron desde las colinas de Malborough,
a unos treinta kilómetros al norte, y la Piedra del Altar fue acarreada desde
el sur de Gales.
El objetivo astronómico de Stonehenge quedó patente gracias al astrónomo
británico sir Norman Lockyer (1836-1920), que se percató de
que mirando hacia la Piedra Talón podía observar con gran exactitud el sitio
por donde sale el Sol en el solsticio de verano, el 21 de junio.
Asimismo, los dos montículos y menhires denominados las Cuatro
Estaciones, ubicados en el foso circular, están alineados para marcar las
salidas y puestas de Sol durante los solsticios de verano e invierno. Estos
objetos también señalan la salida y puesta de la Luna en esos solsticios.
En la actualidad sabemos que Stonehenge originalmente se construyó como
templo dedicado a mostrar los movimientos del Sol y de la Luna: se trataba de
un arcano observatorio astronómico. Algunos investigadores han querido llegar
más lejos y han propuesto que en este observatorio también se pueden estudiar
los alineamientos lunares e incluso predecir los eclipses de Sol, pero no hay
comprobaciones fidedignas al respecto. Posiblemente, con el tiempo la piedra
del ahorcado, monumento declarado Patrimonio de la Humanidad por la Unesco,
todavía nos proporcione nuevas sorpresas.
Una de las maravillas de Stonehenge es contemplar el solsticio de verano a
través de la estructura denominada las Cuatro Estaciones. También desde esa
posición se puede observar el de invierno, así como la salida y la puesta de la
Luna en esas fechas.
§. Astronomía en el antiguo Egipto
Si ha habido un pueblo que haya vivido con más intensidad los ritos
religiosos relacionados con su influencia en la vida cotidiana y en su viaje a
la vida eterna, ese ha sido el pueblo egipcio, cuya civilización se extendió
convencionalmente desde el 3150 a. C. hasta el 31 a. C., cuando las tropas
romanas lo conquistaron.
Bien sabido es que eran enfervorizados adoradores del dios del Sol, que
denominaban Ra, a quien agradecían o solicitaban sus favores y del que los
faraones constituían su encarnación en la tierra.
Como en cualquier otra cultura arcaica, eran los sacerdotes los
encargados de realizar las ofrendas y los rituales. Algunos de ellos se
encargaban de escrutar los cielos durante el día estudiando al astro rey y por
las noches vigilando las estrellas y los otros cuerpos celestes con gran
dedicación.
Su más conocida aportación en este campo fue el calendario solar, pues
fue el primero del que tenemos constancia en la historia, y la base del
nuestro. Se encuentra detallado en el denominado papiro Rhind, escrito durante
el reinado de Apofis I, que resulta ser una copia de un documento más antiguo,
del siglo XIX a. C., aunque se piensa que se empleaba ya en el siglo XVIII a.
C. Constaba de doce meses de treinta días cada uno y cinco días adicionales,
los epagómanos, en los que se festejaba el nacimiento de cinco
deidades egipcias: Osiris, Horus, Seth, Isis y Neftis.
Los egipcios comenzaron empleando un calendario lunar, pero comprobaron
que les resultaba inútil para pronosticar la llegada del mayor de sus
acontecimientos: la crecida del Nilo y la consiguiente inundación y
fertilización de sus tierras. En cambio, el calendario solar permitía a los
sacerdotes predecirla. La primera aparición de la estrella Sirio por el
horizonte este de Menfis, su capital en aquellos tiempos, coincidía con el
desbordamiento del Nilo y fijaba la primera de sus tres estaciones, la inundación,
que comenzaba a finales del verano y duraba todo el otoño; la segunda, la
siembra, que duraba el invierno alcanzando hasta el comienzo de la primavera, y
la tercera, la recolección, la cual sucedía durante la primavera y abarcaba
todo el verano.
Dado que el año solar dura algo más de los 365 días, y con el fin de que
cada año las festividades no se desplazasen un día cada cuatro años, de manera
que con el tiempo se acababa celebrando el verano en invierno, los sacerdotes
egipcios decidieron en Canopus –ciudad portuaria cerca de Alejandría–, reformar
el calendario añadiéndole un día cada cuatro años; es decir, existiría un año
de 366 días: había nacido nuestro año bisiesto.
Distinguían hasta cuarenta y tres constelaciones y dividían el tiempo en
treinta y seis decanos de cuarenta minutos cada uno, lo que les daba los 1440
minutos de nuestro día. Construyeron relojes, el de Sol y el de agua
–clepsidra–, para medirlo. Incluso fabricaron el merkhet, un
instrumento para apreciar con bastante precisión el alineamiento estelar con el
objetivo de medir el tiempo durante la noche, cuando eran inútiles los relojes
de sol.
Son muchas las teorías acerca de las alineaciones de los templos y las
pirámides egipcios con determinados puntos estelares, aunque la mayor parte no
son ciertas. Entre las más verosímiles se encuentra la que supone que el templo
de Amón-Ra en Karnak se construyó de manera que en el orto y en el ocaso del
solsticio de verano, la luz del Sol entraba en el templo a través del eje del
santuario, para así fijar la fecha con exactitud.
Otro de los restos astronómicos más destacados es el llamado Zodiaco de
Dendera, un magnífico bajorrelieve esculpido en el pórtico de una cámara
dedicada a Osiris en el templo de Hathor en Dendera, cerca de Luxor.
Grabado del siglo XIX que representa el Zodiaco de Dendera, originalmente
esculpido hacia el 50 a. C. en el pórtico de una cámara dedicada a Osiris en el
templo de Hathor. Actualmente el bajorrelieve original está expuesto en el
parisino Museo del Louvre.
Parece ser que el relieve data del 50 a. C. –finales del período
Ptolemaico– y representa las constelaciones de Libra y Tauro. Actualmente se
conserva en el Museo del Louvre, en París.
Por último, y como un reflejo más de la influencia que atribuían a los
acontecimientos celestes en su vida cotidiana y en su viaje tras
la muerte, es digno de mención el hecho de que los techos de muchas de las
tumbas faraónicas halladas en el Valle de los Reyes estén adornados con motivos
astronómicos.
§. Astronomía babilónica
De los pueblos asentados en la llanura mesopotámica, a las orillas del
Éufrates, los conocidos como amorritas consolidan en el siglo XVIII a. C. el
imperio que llamamos paleo babilónico, que se mantuvo hasta el 1595 antes de
Cristo.
Ya en aquella época observaban los cielos y basaban sus predicciones en
los eclipses solares y lunares, tal y como atestiguan tablillas de arcilla de
la época encontradas en diversos yacimientos arqueológicos.
Adoptaron el sistema sexagesimal, cuya base es el número sesenta, para
medir tiempos y ángulos, lo que les facilitó los cálculos posteriores de los
movimientos de los objetos celestes.
De esta época data el mito babilónico de la creación que ha llegado a
nuestros días recogido en unas tablillas con caracteres cuneiformes, se trata
del Enuma Elis, escrito doce siglos antes de la era cristiana, y
que relata el nacimiento del mundo a partir del caos primordial.
Kudurru (mojón de límite de propiedad) del rey Melishipak I (siglo XII
a. C.) con el texto de una donación de tierras a su hijo Marduk bajo la
protección de las grandes divinidades: la Luna creciente (el dios Sin), el Sol
(el dios Shamash) y la estrella (la diosa Ishtar). Museo del Louvre, París.
Más adelante, se funda el Imperio neo babilónico, de origen caldeo, que
se extendió desde el 625 a. C. al 547 a. C. A partir del siglo VIII a. C., los
conocimientos astronómicos de la cultura babilónica alcanzan su mayor auge.
Se sabe que midieron con precisión la duración del mes y la revolución
de los planetas. Conocían cinco de ellos, Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y
Saturno, que denominaban estrellas errantes, en contraposición con
las estrellas fijas de la bóveda celeste. Y calculaban sus posiciones, tal y
como se muestra en las tablillas cuneiformes encontradas. Observando
detenidamente el movimiento lunar se percataron de que su velocidad aumenta
linealmente durante la mitad de su revolución para ir descendiendo hasta el final
del ciclo, de manera que consiguieron perfeccionar la determinación de sus
fases hasta lograr predecirlas a lo largo del mes.
También recogieron la observación del eclipse solar sucedido el 15 de
junio del 763 a. C. Sólo los astrónomos chinos tienen documentado uno anterior.
Como hemos comentado, la Luna ocupaba una buena parte de su atención,
así que su calendario se basaba en el ciclo lunar, de manera que el primer día
del mes era el siguiente a la Luna nueva, y cada doce meses de treinta días
pasaba un año. El desfase frente a la duración real se resolvía agregando de
vez en cuando un mes más. Sólo a partir del siglo IV a. C. se resolvió este
conflicto fijando que se intercalasen siete meses cada diecinueve años, y a
este calendario se le denominó lunisolar.
Ya en el siglo XVIII a. C. se agrupaban las estrellas, y hay restos
arqueológicos que datan del siglo VI a. C. donde se muestran las
constelaciones. Muchas de las que conocemos ahora, incluso sus nombres,
proceden de la época babilónica, aunque hoy sólo son visibles unas pocas.
§. Astronomía antigua China
Su lejanía y aislamiento de Occidente provocó que la astronomía de China
evolucionara de manera diferente en sus concepciones del espacio y su devenir,
y sólo en las últimas centurias hemos podido conocer sus grandes avances en la
observación del firmamento en los tiempos antiguos.
Los conocimientos astronómicos chinos están ligados a la corte imperial
de la que dependían sus observadores. Los astrónomos trabajaban en
exploraciones simultáneas y regulares desde diversos emplazamientos repartidos
por todo el país. Las primeras observaciones astronómicas chinas datan del año
4000 a. C. En aquella época consideraban que la estructura del universo colgaba
de una estrella (la actual estrella polar) y que el firmamento estaba dividido
en cuatro grandes Palacios Celestes, cuyos nombres eran simbólicos según la
filosofía wuxing, y relacionados con su posición y con las
estaciones: el Dragón Verde para el este y la primavera, el Pájaro Rojo para el
sur y el verano, el Tigre Blanco para el oeste y el otoño, y la Tortuga Negra
para el norte y el invierno.
Asimismo, el cielo estaba dividido en veintiocho segmentos, llamados
Mansiones Lunares, siete por cada palacio. Cada una de estas mansiones estaba
definida por una determinada constelación, y en total englobaban a 284 de
ellas.
La imagen china del universo se expresa en el tratado llamado Chou
pei suan ching, escrito alrededor del siglo IV a. C. y que suponía al cielo
como una cubierta plana sobre una Tierra también plana separados ambos por unos
cuarenta mil kilómetros.
Los estudios del firmamento y sus objetos estaban muy desarrollados
porque eran considerados, como en el resto de las culturas antiguas, presagios
de acontecimientos venideros.
Ya en el 2350 a. C. habían desarrollado un completo calendario solar y
conseguido una descripción bastante detallada de las Pléyades. El primer
registro escrito de un eclipse de Sol data del año 2137 antes de Cristo.
En el 1200 a. C., durante la dinastía Shang, realizan la primera
anotación de manchas solares, que los chinos denominaban motas oscuras en
el Sol. A medida que avanzan los años, sus observaciones y medidas se hacen más
precisas; en el 776 a. C. se registra un eclipse lunar; en el 532 a. C., la
aparición de lo que llamaban una estrella huésped (en realidad
una supernova) en la constelación del Águila, y ya en el en el 467 a. C., el
paso de un cometa, al parecer el Halley.
El primer mapa celeste se debe al astrónomo Shih Shen (350 a. C.), que
ubica en él a ciento veintiún estrellas.
Manuscrito realizado en seda, encontrado en la tumba de dos aristócratas
chinos en la colina de Mawungdui, en el cual se representan hasta veintinueve
cometas. Data de la época de la dinastía Han, hace unos veintidós siglos.
Algunos la consideran el primer catálogo de cometas.
En el 210 a. C., la dinastía Qin acaba y en esa época la cosmología
china se desarrollaba en dos corrientes: los confucionistas, de la mano de Hun
Thien, que consideraban el universo esférico, y los taoístas, según la
concepción de Hsuan Yeh, que lo imaginaban sin forma, infinito y vacío.
Sus avances continúan, y durante la dinastía Han, en el 104 a. C., los
chinos consiguen determinar la duración del año, que estiman en 365,25 días.
Uno de los científicos más notables fue Zhang Heng (78-139) que destacó
como pintor, matemático y astrónomo. Trazó un mapa estelar en el que colocó dos
mil quinientas estrellas e incluso construyó el primer sismógrafo.
§. Astronomía Precolombina
Las culturas de la América precolombina mostraron un gran interés por el
estudio del firmamento y los movimientos celestes. Los restos encontrados de
sus logros así lo manifiestan. Las diversas civilizaciones existentes antes de
la llegada de Colón estaban desarrolladas de manera diferente, algunas habían
logrado unos avances técnicos y científicos muy loables. Incluso civilizaciones
ya desaparecidas dejaron restos que han permitido a los arqueólogos conocer el
grado de complejidad que habían alcanzado sus conocimientos.
Como en otras civilizaciones, el estudio del firmamento estuvo muy
ligado a los ritos y ceremonias religiosos. Los chamanes eran los encargados de
velar por las ofrendas y el culto a los dioses, que siempre relacionaban con
acontecimientos cosmológicos. Por ello, la observación celeste y los objetos
derivados de ella están muy presentes en todas esas civilizaciones.
Las más representativas, la azteca, la maya y la inca, serán el objeto
de nuestros comentarios. Además nos detendremos a reseñar dos culturas menores
pero responsables de restos muy divulgados en los últimos tiempos, la nazca y
la anasazi.
§. Cultura maya
Los mayas son un grupo de pueblos indígenas que en la época precolombina
habitaron buena parte de Mesoamérica y se extendieron por los estados mexicanos
de Yucatán, Campeche, Quintana Roo, Tabasco y Chiapas, en la mayor parte de
Guatemala y en regiones de Belice, Honduras y El Salvador, entre los años 1000
a. C. a 1524 después de Cristo.
La casta sacerdotal maya, los ah kin, poseían conocimientos
matemáticos y astronómicos que utilizaban de acuerdo a sus intereses místicos y
predictivos. Los documentos y restos arqueológicos encontrados constatan sus
grandes avances en la observación y la comprensión del cosmos.
El calendario maya, una de sus aportaciones más conocidas, consiste en
tres diferentes sistemas de contar el tiempo, que transcurren simultáneamente:
el calendario sagrado (Tzolkin o Bucxok, de doscientos
sesenta días), el civil (Haab, de 365 días) y la cuenta larga.
El calendario Tzolkin, que cuenta el tiempo en ciclos de
trece meses de veinte días cada uno, se usaba tanto para predecir las lluvias,
las temporadas de caza o de pesca, como para actos religiosos.
El Haab mide el año solar dividiéndolo en dieciocho
meses de veinte días cada uno, y añade cinco días, los Uayeb, al
final, y los considera de mal augurio. Era la base del calendario religioso
colectivo, pues marcaba los ritmos comunitarios y los actos religiosos. Se
trata de un calendario cíclico que se repite cada cincuenta y dos años, pues
con cincuenta y dos vueltas de Haab y setenta y tres vueltas
de Tzolkin se produce una coincidencia en el día, fecha en la
que celebraban la denominada Ceremonia del Fuego Sagrado y se volvían a poner a
cero las cuentas, pues había pasado un siglo maya. El conjunto se llamaba Rueda
Calendárica.
La Rueda Calendárica se conseguía mediante la combinación de los
calendarios de 260 y 365, que crea un ciclo de 18 980, que terminaba el día en
que se celebraba la Ceremonia del Fuego Sagrado. Se ven en ella los elementos
numeral-glifo de los días y numeral-glifo de los meses. Muchos de los
monumentos mayas solamente registran la fecha de este ciclo.
Finalmente, el calendario de cuenta larga es en realidad un sistema de
fechado que consiste en una numeración de varias cifras separadas por puntos,
que asocian sus posiciones con bloques de días que se suman mediante un
algoritmo sencillo para obtener la cifra total de días. Por ejemplo, la fecha
1.6.6.3.3 correspondería a un bloque de 144 000 días, seis bloques de 7200
días, otros seis bloques de trescientos sesenta días, tres bloques de veinte
días y tres bloques más de un día, en total 6 · 7200 + 6 · 360 + 3 · 20 + 3 · 1
= 189 423 días a contar desde el primero de los días del calendario, que sería
el 0.0.0.0.0 y que según el arqueólogo inglés John Eric Sidney Thompson
(1898-1975) correspondería al 11 de agosto de 3.114 a. C. de nuestro
calendario.
Una de las curiosidades actuales es la supuesta fijación del fin del
mundo a partir de este calendario maya. El libro Popol Vuh, cuya
primera versión escrita, originalmente en piel de venado y supuestamente a
partir de orígenes orales, y posteriormente transcrito al latín por fray Alonso
del Portillo en 1542, contiene una profusa recopilación de leyendas mayas que
cuentan el origen del mundo y de nuestra civilización. Según este libro, los
primeros dioses crearon tres mundos fallidos y un cuarto, exitoso, que es el
del hombre actual. Dado que los mundos fallidos se sostuvieron durante 5125
años, las corrientes esotéricas actuales suponen que el nuestro acabará también
pasado este tiempo, lo cual contado en nuestro calendario desde la fecha de
origen del calendario maya, el 11 de agosto de 3114 a. C., correspondería al 21
de diciembre del 2012 (querido lector, ya que estás leyendo estas páginas
habrás comprobado que el supuesto fin del mundo anunciado por
los mayas, no ha sido tal.).
Pero los mayas no sólo diseñaron calendarios, también determinaron el
período lunar (el transcurso entre una Luna nueva y otra), que conocemos
como mes sinódico, en 29,5308 días, prácticamente el mismo dato que
en la actualidad. Incluso es suya la primera observación de un eclipse lunar,
en el 3379 antes de Cristo.
Templo de El Caracol, en Chichen Itzá, construido y restaurado entre los
años 800 y 1200. Su nombre proviene de la forma espiral que se dispone en el
interior del edificio para acceder a la parte superior. También se le conoce
como Templo de Venus, pues la observación de ese astro era una de sus
finalidades más importantes.
Se han conservado hasta nuestros días cuatro documentos manuscritos con
caracteres jeroglíficos de la época anterior a la conquista, que muestran
aspectos variados de la cultura maya. Se trata de códices que se escribieron
empleando la corteza interna de una variedad de la higuera tratada
adecuadamente para posibilitar la escritura.
Tres de ellos tienen interesantes anotaciones astronómicas: el Códice
Dresde se dedica principalmente al movimiento de Venus y a los eclipses
lunares; el Códice París estudia trece constelaciones, su zodiaco, que cuelga
de una especie de serpiente cósmica; y, finalmente, el Códice Madrid comenta
los horóscopos y las tablas astrológicas.
También examinaron los mayas detenidamente las Pléyades, la Vía Láctea
o Wakah Chan –serpiente erecta– y la estrella polar, que
emplearon como punto de orientación. Casi todos los templos mayas poseen
alineaciones de carácter astronómico. Quizá el más importante es el que se
ubica en Chichen Itzá (península del Yucatán) y se conoce como El Caracol o El
Observatorio, un edificio que se asemeja a un observatorio astronómico moderno,
con escaleras interiores en forma de caracol, que fue construido y reconstruido
una y otra vez durante su tiempo de uso, que se sitúa entre los años 800 y 1200
d. C. Contiene una torre cilíndrica en cuya estructura se encuentra una pequeña
cámara abovedada que se utilizaba como observatorio. La torre está situada
sobre dos grandes plataformas rectangulares; la cámara superior tiene unas
aberturas cuadradas por medio de las cuales puede observarse la puesta del Sol
durante el equinoccio de primavera y el de otoño, y la puesta de la Luna en las
mismas fechas.
Pirámide de Kukulkán, en Chichen Itzá, construida en el siglo XII. Desde
ella se pueden observar diversos fenómenos de luces y sombras durante los
equinoccios y solsticios cada año. En 1988 la Unesco declaró al conjunto
arqueológico de Chichen Itzá Patrimonio de la Humanidad.
El monumento arqueoastronómico de la civilización maya más conocido es,
sin duda alguna, la Pirámide de Kukulkán, en Chitchen Itzá, también conocida
como El Castillo. Esta construcción demuestra los profundos conocimientos de
matemáticas, geometría y astronomía que los mayas poseían. Construido hacia el
siglo IX de nuestra era, es de pequeño tamaño en comparación, por ejemplo, con
la pirámide de Keops en Egipto, pues alcanza sólo una quinta parte de su
altura. Cuenta con nueve niveles o basamentos, cuatro fachadas principales cada
una con una escalinata central de noventa y un escalones, y una plataforma
superior rematada por un templete, lo que da un total de 365 peldaños.
Cuando tienen lugar los equinoccios de primavera y otoño, las
plataformas sobre las cuales está construida la pirámide proyectan sombras
triangulares sobre las paredes de las escalinatas que están adornadas con
cabezas de serpiente, que simbolizan a Kukulkán (o Quetzalcoatl) –la serpiente
emplumada– y provocan la fantástica ilusión de una serpiente que está
descendiendo a tierra desde la parte alta de la pirámide. Este fenómeno puede
observarse aproximadamente durante un período de cinco días en las fechas más
próximas a los equinoccios.
Otro monumento arqueoastronómico maya de especial relevancia es el
templo de las Siete Muñecas en Dzibilchaltún, en Yucatán, México, que data de
la época entre los años 600 y 900. La luz del Sol lo atraviesa en el amanecer
durante los equinoccios, de manera que se introduce proyectando la imagen de
las ventanas y la puerta de la parte trasera, y conforme el Sol va elevándose,
las imágenes van descendiendo hasta coincidir con la de las dos ventanas y la
puerta traseras. Ese es el momento preciso del inicio de la primavera o del
otoño.
Por último, en relación con la observación de otros cuerpos estelares
destaca el templo del Dios Descendiente de Tulum, Quintana Roo, México, que
data de la época de entre los años 1200 y 1450. El hecho de estar ubicado en la
zona costera y a una altura desde la que podía contemplarse el horizonte en
todas direcciones, lo convertía en un excelente punto de observación, pues era
fácil divisar la salida y la puesta de varios cuerpos celestes, especialmente
Venus.
§. Cultura azteca
La civilización azteca o mexica surge tras la caída de la tolteca a
partir del siglo X, y obtuvo su máximo esplendor entre los años 1200 y 1521. Se
extendía por la zona centro y sur del actual México.
Para los aztecas la astronomía también era muy importante y formaba
parte de su religión, como en tantas culturas antiguas. Construyeron
observatorios que les permitieron realizar observaciones muy precisas, y
llegaron incluso a medir con gran exactitud las revoluciones sinódicas del Sol,
la Luna y los planetas Venus y Marte. Como consecuencia de sus observaciones,
reunieron las estrellas en grupos de constelaciones. Conocían los cometas, a
los que llamaban Estrellas que humean, estudiaron los eclipses de Sol
y Luna, y desarrollaron sofisticados conocimientos meteorológicos.
El calendario mexica comparte la estructura del ya comentado calendario
maya en líneas generales. En este caso está basado en los movimientos de la
Tierra y Venus alrededor del Sol, y de la Luna alrededor de la Tierra.
La Piedra del Sol, esculpida en basalto, presenta diversas inscripciones
cosmogónicas y de cultos solares. En el centro está el Sol actual, el quinto,
rodeado por cuatro cuadrados que representan los soles anteriores, y por tres
anillos que encierran toda la estructura y contienen símbolos que representan
días, meses y años.
Entre sus restos arqueológicos destaca la denominada Piedra del Sol,
también conocida como Calendario azteca, que fue esculpida alrededor del año
1479 y que está labrada en bajorrelieve en un monolito basáltico con un
diámetro de 3,6 m y que pesa veinticinco toneladas. Está dividida en cuatro
círculos concéntricos, y en su centro se distingue el rostro de Tonatiuh, el
Dios Sol. Se encontraba en un destacado lugar en el templo Quauhxicalco de
Tenochtitlan.
Tras la conquista española permaneció enterrado durante doscientos
setenta años, hasta que fue descubierto en 1790. Parece que está relacionada
con la Fiesta del Fuego Nuevo, cuya celebración cada cincuenta y dos años
coincidió entonces con el año de creación.
§. Cultura inca
La civilización inca se extendió por lo que hoy son Perú, Bolivia,
Ecuador, el sur de Colombia, el norte de Argentina y Chile, y por los Andes
Orientales, entre los años 1100 y 1532. Al igual que el resto de las culturas
precolombinas desarrolló un importante estudio astronómico de los movimientos
del Sol, la Luna y los planetas. Los pobladores de aquella civilización eran
adoradores del Sol hasta el extremo de considerar que los reyes eran sus hijos.
Su calendario seguía siendo básicamente el maya, sus templos veneraban
al Sol y sus principales festividades se llevaban a cabo para celebrar los
solsticios de verano y de invierno. Su apoteosis era la denominada Fiesta del
Sol, que se celebraba cada 24 de junio. Las colinas alrededor de Cuzco estaban
rodeadas de doce pilares llamados sukanqas, dispuestos de tal manera que en
cada mes uno de ellos señalaba por dónde salía el sol y por dónde se ponía.
Servían para determinar las épocas de siembra o recolección y festividades
señaladas.
Asimismo, como en otras culturas anteriores, las Pléyades representaban
un papel muy importante para la civilización inca y las consideraron la madre
de todas las estrellas. Los incas organizaron su mapa astronómico en función
del Mayu –Gran Río Celeste– (en realidad la Vía Láctea) y
asociaron las estrellas del ecuador galáctico al construir sus constelaciones.
§. Cultura nazca
Entre los siglos I y VI se desarrolla en la costa sur del Perú, en la
región Ica, concretamente en los valles de Nazca (también transcrito como
Nasca) y Pisco, entre otros, la denominada cultura nazca. Además de sobresalir
por su cerámica policromada, su arte textil o por los acueductos que traían el
agua subterránea hasta la ciudad, son conocidos mundialmente por su desarrollo
geométrico-astronómico, que se materializa en las denominadas Líneas de Nazca.
Se hallan en el desierto de Nazca y se trata de líneas técnicamente
perfectas trazadas sobre la superficie de la tierra que van desde los simples
trazados que alcanzan hasta los diez kilómetros de longitud, pasando por
figuras triangulares y trapezoidales, hasta complejo dibujos que representan
animales, seres humanos y plantas. El conjunto de dibujos cubre una superficie
de unos cuatrocientos cincuenta kilómetros cuadrados. A este tipo de figuras se
las denomina también geoglifos. Lo más curioso de estas líneas,
además de su complejo trazado, es que en tierra pasan desapercibidas y sólo son
visibles desde el aire, a una altura superior a los doscientos metros
El Colibrí, uno de los grupos de líneas de Nazca. Hay más de treinta
geoglifos en las llanuras de Nazca, y este del Colibrí mide sesenta y seis de
ala a ala, pero existen otros mayores como el Pájaro Gigante, de casi
trescientos metros; el Lagarto, de 188 metros; el Pelícano, de 137 metros; el
Cóndor, de 135 metros; y el Mono, también de 135 metros.
La primera referencia a dichas figuras pertenece al conquistador español
Pedro Cieza de León, en 1547, que las describe como señales en la tierra;
posteriormente, en 1568, las autoridades españolas de la región llegaron a
considerarlas carreteras. La primera investigación científica de las líneas se
debe a Toribio Mejía Xesspe, en 1927. El antropólogo Paul Kosok, así como la
matemática alemana María Reiche, que dedicó más de treinta años a su estudio,
confieren a los dibujos un significado astronómico, además del puramente ritual
que nunca se ha descartado, e incluso argumentaron que podía tratarse de un
gigantesco calendario.
En todo caso, hasta la fecha sigue la enorme controversia sobre su
significado, que va desde el religioso, pasando por el técnico de
canalizaciones superficiales, hasta llegar al puramente especulativo que las
relaciona con culturas de tipo extraterrestre.
§. Cultura anasazi
Los anasazi eran un conjunto de pueblos amerindios que ocupaban la
superficie de los estados actuales estadounidenses de Colorado, Utah, Arizona y
Nuevo México, y que desarrollaron su cultura entre los siglos VIII y XIV. Eran
agricultores sedentarios, artesanos, alfareros, comerciantes y observadores del
cosmos. Solían vivir en cuevas excavadas en las laderas de los montes y
peñascos.
Este pueblo indígena, que practicaba el arte rupestre, registró los
desplazamientos solares, un mapa del cielo y diversos acontecimientos
estelares. Además de representaciones del movimiento del Sol, los solsticios y
equinoccios, y calendarios, es particularmente conocida su representación de un
fenómeno poco habitual en los cielos, la explosión de una supernova en el año
1054 en la constelación de Tauro. Esta catástrofe estelar también la reflejaron
los astrónomos chinos, que relatan que fue cuatro veces más brillante que Venus
y que resultó visible a simple vista en el cielo durante veintitrés días,
incluso a plena luz. Sus restos forman hoy la denominada nebulosa del Cangrejo.
Petroglifo en un risco del parque nacional del Cañón del Chaco (Estados
Unidos), que representa la supernova observada por los anasazi y que, según
astrónomos chinos y árabes, fue visible desde el 4 de julio de 1054 durante 23
días y 653 noches.
Capítulo 2
La Tierra, centro del universo
Contenido:
§. La astronomía en la Grecia clásica
§. Roma y el calendario
§. Oriente entra en escena
§. Las tinieblas científicas de la Edad Media
Del oscurantismo que practicaban los antiguos chamanes y sacerdotes en
sus ritos ancestrales de superstición, mezclado en algunas ocasiones con la luz
de la observación cuidadosa y sistemática, surge una visión astronómica que va
dejando atrás poco a poco, aunque nunca dejará de hacerlo en este período, sus
orígenes astrológicos para comenzar a fundar las bases de una observación
cosmológica del universo.
En estos tiempos, son los griegos los que insuflan un aire nuevo a la
historia de la humanidad en todas sus acepciones, sociales, religiosas y
científicas. Su cultura es la nuestra, y su visión del universo nos acompañará
hasta nuestros días. Los romanos, herederos de esta cultura, sólo servirán como
transmisores de ella sin aportar demasiados avances sustanciales.
Al otro lado del mar, son los árabes los que desarrollarán esta ciencia
proporcionándole una visión nueva más cercana a las realidades celestes,
mientras que Europa se hunde en el oscurantismo científico de la Edad Media.
Precisamente será la cultura árabe la que le transmitirá los conocimientos
necesarios que le llevará a cuestionarse el plan celestial original que suponía
a la Tierra como centro del universo, alrededor de la cual todos los astros
debían moverse y sustentarse, para que esta pase a ser un objeto más del
complejo entramado que supone el conjunto de cuerpos celestes alojados en el
vasto espacio universal.
§. La astronomía en la Grecia clásica
Podemos considerar que la influencia de la Grecia que llamamos clásica
abarca el período comprendido entre los siglos VIII a. C. y II a. C., seis
centurias que iluminaron la civilización occidental y de la que hoy en día
somos herederos.
Los avances sociales y políticos, así como los filosóficos –que en
aquélla época contenían conocimientos científicos de toda índole–, el
desarrollo de las artes, la educación y la lengua, junto con los ritos
religiosos, conforman el crisol donde se desarrolló la civilización griega de
esa época.
Los primeros reflejos de lo que luego sería la astronomía griega los
tenemos en las obras literarias de Homero y de Hesíodo, allá por el siglo VIII
a. C. El primero, tanto en La Ilíada como en La odisea,
en las siempre difíciles relaciones entre dioses, héroes y hombres, hace
referencias a las constelaciones de Bootes, Orión, la Osa Mayor, a las Pléyades
e incluso a la estrella Sirio, mientras que el segundo, en su obra Los trabajos
y los días, describe un calendario agrícola marcado por la salida y puesta de
varias constelaciones y estrellas.
Precisamente, el calendario griego más conocido –llamado Ático–
fue una herencia del babilónico, era de tipo lunisolar y
constaba de doce meses de veintinueve y treinta días, lo que daba al año una
duración de 354 días, de manera que cada tres años debían añadir un mes para
intentar encajar con los ciclos solares. Dado que estos ajustes no permitían
enlazar completamente los ciclos lunares con los solares, las correcciones se
fueron haciendo cada vez más complejas, llegando incluso a proponerse ciclos de
ocho e incluso diecinueve años en los que se iban acoplando varios meses
adicionales.
Los griegos presocráticos también tenían una visión del universo que
variaba desde aquéllos que afirmaban que la Tierra era plana y rodeada por
el Okeano –el mar universal–, hasta los que propugnaban que
los planetas, el Sol, la Tierra y las estrellas giraban alrededor de un fuego
central.
La visión del universo plano rodeado por el mar universal proviene del
primer filósofo del que tenemos constancia, Tales de Mileto (630-546 a. C.), al
que dentro del grupo de los Siete Sabios de Grecia era considerado el sabio
astrónomo. Fue el primer hombre que dejó de lado la superstición que delegaba
el orden del mundo en los dioses y sus poderes divinos, para sustituirlo por
otro sujeto a leyes físicas y matemáticas. Según Herodoto, predijo el eclipse
de sol de mayo del 585 a. C. También sus aportaciones como matemático fueron
muy notables, se le considera el padre de la geometría.
Poco a poco estas afirmaciones un tanto ingenuas fueron arrinconándose
con las aportaciones de filósofos astrónomos y matemáticos que dirigieron su
inteligencia hacia la búsqueda de la razón de los sucesos que observaban en la
naturaleza. Los estudios del movimiento errático planetario – planeta significaba
“vagabundo” en griego clásico– les permitieron comprender en gran manera la
dinámica celeste. Contemplaron los desplazamientos periódicos de los planetas
Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno, además de los propios de la Luna y
del Sol.
Como cabeza visible de estos observadores de los movimientos planetarios
destaca el filósofo y matemático Pitágoras (582-507 a. C.), discípulo de Tales,
que consideraba al universo como un conjunto ordenado de cuerpos celestes –el
cosmos– que se situaban unos respecto de otros de una manera armónica que
identificaba con los intervalos de la octava musical, teoría que se denominó
Armonía de las Esferas y que ha tenido muchos seguidores hasta tiempos
recientes. La escuela pitagórica es la responsable de la segunda concepción del
universo que hemos mencionado antes.
Fue Eudoxo de Cnidos (390-337 a. C.), filósofo, astrónomo, matemático y
médico, quien dio la primera explicación sistemática de los movimientos del
Sol, la Luna y los planetas, proponiendo el modelo de las esferas celestes que
suponía a la Tierra rodeada por un conjunto de veintisiete esferas celestes
dispuestas en siete grupos en las que colocaba a todos los cuerpos astrales
conocidos. En realidad fue el padre de la visión geocentrista del
universo. Asimismo, fue el primer astrónomo griego que estableció que la
duración del año contenía seis horas además de los 365 días.
El geocentrismo tomó carta de naturaleza cuando fue
suscrito por uno de sus discípulos, Aristóteles (384-322 a. C.), el más insigne
de los pensadores griegos –y el de más influencia en el pensamiento occidental–
por sus aportaciones a la filosofía propiamente dicha (lógica, metafísica,
ética…), así como a las matemáticas, la astronomía, la biología, la física, la
política, etc., lo que conocemos a través de sus textos, ya que escribió al
parecer más de doscientos tratados, aunque sólo hayan llegado a nuestros días
treinta y uno de ellos.
Visión geocentrista del universo en donde la Tierra tiene una posición
central predominante y el resto de los astros giran en torno a ella en órbitas
circulares dentro de la gran esfera del cosmos, con las estrellas fijas en el
fondo.
Su teoría era la de un cosmos esférico, del que la Tierra era el centro,
que contenía los cuatro elementos primigenios –tierra, aire, fuego y agua– que
formaban el denominado mundo sublunar, que a su vez estaba envuelto por un
quinto elemento –denominado éter– que llenaba todo el universo, y constituía el
mundo supralunar.
Asimismo, Aristóteles concibe por primera vez la Tierra como un objeto
esférico, porque sus observaciones de las estrellas le permiten distinguir que
cambian su altura en el horizonte según la posición del observador en la
Tierra, lo cual no sucedería de ser esta un objeto plano. Esta forma también se
percibía en los eclipses de Luna cuando la sombra de una línea curva se
dibujaba en su superficie.
En todo caso, algunos filósofos griegos se percataron de que las
concepciones geocentristas no eran lo suficientemente correctas porque no eran
capaces de explicar el movimiento errático de los planetas. Los más observados,
como Venus y, sobre todo, Marte, a veces se movían adelante y luego hacia
atrás; este hecho chocaba de frente con la concepción aristotélica de que los
movimientos de los objetos celestes eran círculos perfectos. Aristarco de Samos
(310-230 a. C.) fue el primero en afirmar en el único escrito que ha
sobrevivido hasta el presente, De los tamaños y las distancias del Sol
y de la Luna –que curiosamente se basaba en una visión geocéntrica–,
que la Tierra gira sobre sí misma cada veinticuatro horas, y al mismo tiempo, y
junto con los otros planetas, alrededor del Sol. Expuso el primer modelo
heliocéntrico, cuya autoría sólo conocemos a través de la cita de uno de los
más importantes científicos griegos, Arquímedes de Siracusa (287-212 a. C.),
que en su obra El contador de arena, explicita:
El universo es el nombre dado por la mayoría de los astrónomos a la
esfera cuyo centro es el centro de la Tierra. Pero Aristarco ha sacado un libro
en donde se afirma que las estrellas fijas y el Sol permanecen inmóviles, y que
la Tierra gira alrededor del Sol en la circunferencia de un círculo.
Eratóstenes calcula el tamaño del radio terrestre a partir de la sombra del
objeto en Alejandría y la distancia que separa esta ciudad de Siena, en donde
no existe sombra ese mismo día, mediante sencillas razones trigonométricas.
La hipótesis de una Tierra esférica fue corroborada por las experiencias
de Eratóstenes de Cyrene (276-194 a. C.), matemático, astrónomo y geógrafo,
quien aportó los primeros datos empíricos que apoyaban esta concepción. Sabía
que en Siena (hoy Asuán), Egipto, el día del solsticio de verano, a mediodía,
los objetos no proyectaban sombra alguna, pues recordaba haber observado que la
luz se reflejaba completamente en el fondo de los pozos a esa hora; esto
significaba que la ciudad estaba situada justamente en perpendicular al Sol en
ese momento. Eratóstenes se percató de que eso no ocurría en Alejandría, lo
cual sólo podría ser posible si la superficie terrestre fuese curva. Por ello,
procedió a medir la sombra de un objeto en Alejandría el mismo día del solsticio
de verano al mediodía, pues mediante sencillas relaciones de triángulos podía
calcular el ángulo que separaba ambas ciudades. A partir de ahí contrató a un
hombre para que midiera la distancia entre ambas ciudades, que resultó ser de
unos 4900 estadios (aproximadamente ochocientos kilómetros), ya que conocidos
ambos valores es muy sencillo calcular el radio y la longitud de la
circunferencia en que se encuentran. El resultado que obtuvo para el radio
terrestre fue el equivalente a 6366 km, cuando hoy sabemos que dicho radio es
de 6371 km, prácticamente el valor obtenido por el griego. Las únicas
herramientas de Eratóstenes fueron sus ojos, unos palos, los pies y el cerebro.
Alrededor del 255 a. C., Eratóstenes construyó la primera esfera
armilar –en realidad una especie de astrolabio esférico–, cuyo nombre
proviene del término latino armilla que significa “círculos”,
y que es un objeto que representa la esfera celeste en el que se pueden mostrar
los movimientos de las estrellas alrededor de la Tierra o del Sol. Este
instrumento está construido sobre un esqueleto de círculos graduados que
muestran el ecuador, la eclíptica, los meridianos y los paralelos.
Eratóstenes fue director de la Biblioteca de Alejandría, y le sucedió en
el cargo Hiparco de Nicea (190-120 a. C.), astrónomo, matemático y geógrafo
como su predecesor. Sus contribuciones a la astronomía son notables, suyo es un
catálogo de estrellas que contenía mil ochenta de ellas, y cuya intensidad fue
capaz de medir, datos con los que las clasificó en seis categorías que
denominó magnitudes. Esta clasificación de magnitudes de estrellas,
en líneas generales, ha llegado hasta nuestros días. Hiparco incluso anotó la
aparición de una estrella nova, en el 134 antes de Cristo.
Dividió el día en las veinticuatro horas de la misma duración con las
que hoy todavía medimos nuestro tiempo, pues hasta ese momento dicha
consideración variaba con las estaciones. Midió con bastante precisión la
distancia Tierra-Luna a partir de eclipses lunares totales y fue el primero en
fijar los conceptos de longitud y latitud de un lugar, lo que le permitió
dividir la Tierra en meridianos y paralelos.
Explicación ptolemaica, mediante epiciclos, del giro de los planetas
alrededor de la Tierra para conseguir ajustar la observación astronómica a la
teoría geocentrista.
El último de los grandes astrónomos griegos de la época clásica fue
Claudio Ptolomeo (100-170), asimismo alquimista, matemático y geógrafo. A pesar
de ser uno de los grandes pensadores y científicos griegos fue,
paradójicamente, el responsable del gran atraso de quince siglos que sufrió el
desarrollo de la astronomía, pues su tratado de trece tomosMathēmatikē
Syntaxis, al que los árabes renombraron como Al Magisté –“La
Mayor”–, del que derivó el nombre más comúnmente conocido de Almagesto,
en el que defendía la teoría geocentrista de Aristóteles, se convirtió en la
obra de referencia del mundo Occidental. Consideraba que la Tierra era el
centro del universo, y que el Sol, la Luna y los planetas giraban alrededor de
ella describiendo, a su vez, pequeñas circunferencias, que llamó epiciclos,
cuyo centro giraba también alrededor de la Tierra, pues era la única manera de
explicar los movimientos erráticos de los objetos celestes. Esta teoría aunque
parte de un supuesto falso al considerar a la Tierra como centro del universo,
es coherente con sus cálculos matemáticos del movimiento planetario.
En todo caso, en este tratado se recogen también detallados estudios
sobre los eclipses y su predicción, la periodicidad de los equinoccios y la
longitud del año, los tamaños del Sol y de la Luna, e incluso un catálogo de
estrellas australes.
Se cree que este sabio fue también responsable indirecto del viaje de
Colón hacia las Indias Occidentales pues en su libro Geographia adoptó
la estimación hecha por Posidonio (135-55 a. C.) del tamaño de la Tierra,
bastante inferior al valor calculado por Eratóstenes –muy cercano al real, como
ya hemos explicado–, y exageró la extensión del continente euroasiático, lo que
llevó al navegante, bajo pabellón castellano, a pensar que el nuevo continente
estaba más cerca de lo que sucedía en realidad y le alentó a emprender su viaje
del descubrimiento.
Ptolomeo también es autor del compendio astrológico más importante de la
antigüedad, el Tetrabiblos, en el que recoge todo el saber
astrológico de su tiempo, lo organiza y lo sistematiza. La obra consta de
cuatro libros, los dos primeros los dedica a la denominada geografía
astrológica, y en ellos introduce el Horóscopo con los doce signos del Zodiaco
que son los que conocemos actualmente. Los dos últimos libros intentan explicar
cómo los astros son capaces de influir en el ser humano y en su destino, que puede
predecirse según la posición que estos ocupen en el firmamento en el momento de
su nacimiento. Este libro fue la referencia astrológica más importante y hoy, a
pesar de tratarse de una práctica obviamente sin ningún rigor científico, la
astrología y los horóscopos siguen ocupando una parte muy importante de las
creencias místicas de la sociedad.
§. Roma y el calendario
Las aportaciones romanas a la ciencia en general fueron escasas, y como
consecuencia las necesarias para el desarrollo astronómico todavía menores. La
República y el Imperio romanos, que extendieron su poder en el mundo durante
diez siglos, no destacaron por sus avances científicos –excepto en medicina–, y
en líneas generales se dedicaron a mantener los conocimientos heredados del
mundo heleno, que en astronomía incluía la visión geocentrista, la existencia
de los planetas visibles a simple vista y de nuestro satélite natural, así como
otros conocimientos de los pueblos a los que sometían, egipcios y
mesopotámicos, principalmente.
En realidad, los romanos buscaban ante todo la aplicación práctica de
los conocimientos existentes. De ahí que en el campo astronómico la única
utilidad que encontraron fue la de conseguir un buen calendario. Los primitivos
calendarios romanos fijaban la duración del año que correspondía a diez meses
(seis meses de treinta días y cuatro de treinta y uno) lo que daba al año una
duración de trescientos cuatro días, lo que periódicamente obligaba a hacer
reajustes. El primer día del año era el plenilunio tras el equinoccio de
primavera, y el primer mes era artius, dedicado a Marte, dios de la guerra. Los
meses siguientes eran Aprilis, mes de las flores, y Maius, mes de la ninfa
Maia; Junius dedicado a la diosa de las cosechas, Juno, al que seguían
Quintilis, Sextilis, September, October, November y December. Estos últimos
nombres derivan, como es fácil de deducir, de su posición respecto del primero
de los meses.
Los etruscos introdujeron dos meses más, Januarius, en honor al dios
Jano, y Februarius, mes dedicado a la diosa Februa, la madre de Marte, y
también a Februus, el antecesor etrusco de Plutón, dios de los infiernos, pero
redujeron el número de días de cada mes. Así, el año tenía 355 días, con lo que
se adaptaba al ciclo lunar. Posteriormente fueron introduciéndose muchas más
variantes que transformaron el calendario en algo muy complicado.
De hecho, los romanos no dividían el día en veinticuatro partes iguales,
sino que repartían el día en doce horas, y la noche en cuatro partes, lo que
provocaba horas más largas en verano que en invierno. Para medir las horas
utilizaban los relojes de sol y también, aunque más raramente, los de agua
–clepsidras–. Se nombraban con números ordinales: hora prima –la
primera al amanecer–, hora secunda, etc. Las cuatro partes de la
noche, que tenían, lógicamente, diferente duración según la época del año, se
denominaban vigilia: prima vigilia, secunda vigilia, etcétera.
Con el fin de conseguir un calendario uniforme, pues la diferencia entre
el calendario civil y el astronómico ya era de casi noventa días, lo que
conducía a que las fiestas florales primaverales se celebraban en pleno verano,
Julio César, en el 45 a. C., ordenó al astrónomo alejandrino Sosígenes que lo
elaborara. Este decidió desvincularse del calendario lunar y preparó otro
basado en el ciclo solar propio del calendario egipcio. Consideró el año de 365
días y seis horas, por lo que en el calendario juliano –pues así pasó a
llamarse– cada cuatro años se debía añadir un día, y el mes que lo adoptaba,
febrero, se denominó bisiesto. Para corregir los desfases del calendario
anterior, únicamente en el primer año se contaron 445 días, en vez de los 365
normales, de forma que al año 46 a. C. se le bautizó como el año de la
confusión.
Tras la muerte de Julio César, el senado romano decidió llamar Julius al
mes Quintilis, en su honor. Más tarde, en el año 8 a. C., Octavio Augusto le
puso su nombre, Augustus, al mes Sextilis. Este calendario se mantuvo vigente
en Occidente hasta 1582, cuando fue reformado por el papa Gregorio XIII.
Orden romano de los días de la semana sobre una estrella de siete puntas
–heptagrama– empezando por el Dies Solis –domingo–, siguiendo por Lunae
–lunes–, y continuando por las puntas de la estrella, Martis –martes–, Mercurii
–miércoles–, Jovis –jueves–, Veneris –viernes– y Saturni –sábado–. Los
cristianos, según lo indicado por san Pablo, pasaron a denominar Dominus –Día
del Señor– al domingo, identificando a Jesús como el nuevo Sol.
§. Oriente entra en escena
Con la caída del Imperio romano comienza la Edad Media, en la que
diferentes pueblos van a ser nuevos protagonistas y tomar el relevo del
transcurrir de la historia.
Las aportaciones más sustanciales a la ciencia, y en particular a la
astronomía, van a estar relacionadas con la cultura musulmana, que empieza a
desarrollarse en el siglo VII, para cobrar trascendencia en el IX, y cuya
influencia se extenderá hasta el siglo XV. La expansión islámica por el sur de
Europa, Asia Central y el norte de África contribuyó a aculturar a los pueblos
que habitaban estas regiones y que se habían sumido en la oscuridad de los
conocimientos por el desmoronamiento de su sociedad.
Debemos entender por ciencia árabe la desarrollada en esa lengua, ya
corresponda a pueblos árabes, turcos, persas, etc. La lengua árabe envolvía y
asimilaba la investigación científica de la franja mediterránea. El progreso de
su ciencia fue posible por la adquisición de los conocimientos originados en
los territorios conquistados por el islam, principalmente la herencia
grecolatina del Imperio bizantino, el saber científico persa y la astronomía
hindú.
Los árabes comenzaron traduciendo a su lengua los conocimientos
astronómicos hindúes, principalmente las obras de Brahmagupta (598-668),
matemático y astrónomo. El califa abasida Al-Mansur (712-775), que fundó
Bagdad, encargó la traducción al árabe del Brahmasphutasiddhanta.
En este libro se explican los métodos matemáticos que permitían a los hindúes
calcular la evolución de las posiciones de los objetos celestes en el tiempo,
así como la aparición de los eclipses solares y lunares.
Posteriormente, descubrieron los tratados astronómicos griegos de los
que se sirvieron para ir profundizando en sus conocimientos. Precisamente, como
hemos comentado antes, la traducción al árabe de la obra cumbre de Ptolomeo se
realizó entre los años 826 y 827, fue patrocinada por el califa Al-Ma’mun
(786-833) y se le dio por título Al-Majisti, – El más
grande–, de donde derivó su nombre definitivo. Fue el afamado traductor
Gerardo de Cremona (1114-1187) quien, en 1175, realizó la traducción al latín y
lo denominó Almagesto, que es el nombre por el que hoy conocemos
dicho tratado. En época de Al-Ma’mun se realizaron las traducciones de la
mayoría de los textos científicos occidentales, lo que permitió el desarrollo
de la investigación científica en el mundo islámico. El mayor centro cultural
de Bagdad, la denominada «Casa de la Sabiduría», canalizaba todas estas
actividades, pues integraba a su vez un centro de traducciones, una biblioteca
y una academia de investigación.
El texto árabe Tratado del año solar, que se escribió en una
fecha no conocida entre el 830 y el 850, parte de la concepción geocentrista
tolemaica para intentar calcular la duración del año solar, pues los astrónomos
árabes de los observatorios de Bagdad y Damasco, los primeros en construirse en
el mundo –entre el 822 y el 829–, encontraron grandes desfases en las
posiciones solares advertidas al realizar los cálculos a partir de los esquemas
propuestos por Ptolomeo. Por ello, llevaron a cabo sus propios cálculos, que
escribieron en las tablas contenidas en este tratado. Fue la primera crítica de
la que se tiene constancia al sistema planetario descrito en su obra.
El desarrollo de las matemáticas ayudó a avanzar a la astronomía y
permitió aplicarla en cuestiones sociales prácticas importantes, como el
cálculo de la latitud y la longitud de los lugares, la orientación terrestre y
marítima, los horarios y, especialmente, el calendario.
El calendario oficial del mundo árabe es el lunar, con doce meses,
algunos de veintinueve y otros de treinta días. El ciclo de treinta años en el
que se añadía un día más a once de ellos permitía construir un apropiado
calendario oficial. El mayor problema que presentaba era el del cambio de día y
de mes, pues la ley religiosa indica que el primero sucede a la puesta de sol,
mientras que el segundo se producía con la visión de la primera franja de luna
creciente en el horizonte justo antes de la puesta de Sol. Como es fácil de
imaginar, la posición en la superficie terrestre hace que estos eventos sucedan
en tiempos diferentes, y por tanto, su previsión mediante cálculos matemáticos
era muy complicada. Aun así, la determinación por lograrla contribuyó enormemente
a desarrollar las técnicas matemáticas y de observación celestes.
Uno de los primeros astrónomos árabes de los que se tiene referencia fue
Al-Farghani (805-880), nacido en territorio persa, que midió el diámetro
terrestre y escribió en el año 833, la obra Compendio de astronomía,
también conocido como Jawami, en la que describía el movimiento de
los objetos celestes mejorando las tablas tolemaicas. Traducida al latín por
Juan de Sevilla y posteriormente en otra edición por Juan de Cremona, algunos
la consideran como la inspiración para el mundo dantesco de la Divina
comedia. Este sabio fue autor de otras obras sobre relojes solares y
astrolabios.
Uno de los más importantes científicos de la época fue Thabit ibn Qurrá
(836-901), que destacó por sus aportaciones en matemáticas y astronomía e
incluso como traductor de obras griegas. Estableció la duración del año sidéreo
en 365 días, seis horas, nueve minutos y doce segundos (lo que suponía sólo dos
segundos de error con el valor real), con lo que pudo calcular la precesión de
los equinoccios, pero al no atreverse a dar un valor constante a este evento,
pues sus datos estaban en contradicción con los del maestro Ptolomeo, propuso
lo que denominó teoría de la Trepidación, en la que sugería valores diferentes
para dicha precesión, lo cual como sabemos desde el Renacimiento, no es cierto.
Un importante catálogo de estrellas, 489 de ellas, creado a través de la
utilización de métodos trigonométricos, se debe al matemático y astrónomo
Al-Battani, también conocido como Albategnius (858-929), nacido en la región
mesopotámica, que también calculó con gran precisión el año solar, la
inclinación de la eclíptica y la existencia de eclipses solares anulares.
Quizá el mayor astrónomo musulmán en aquellos tiempos fue el persa Abd
Al-Rahman Al Sufi (903-986), conocido en Occidente como Azophi. Su obra más
importante data del año 964 y se titula El libro de las estrellas fijas,
en la que catalogó 1048 de ellas, identificó sus posiciones, magnitud aparente,
brillo y color, y las asoció a sus correspondientes constelaciones. Asimismo,
describió con detalle las cuarenta y ocho constelaciones tolemaicas, les dio
nombre árabe e incluso incorporó algunos grupos estelares sólo visibles desde
países incorporados al islam. También observó que el plano de la eclíptica está
inclinado respecto al ecuador celeste.
Omar Jayam (1040-1131) fue un eminente matemático que utilizó sus
descubrimientos en este campo para desarrollar los cálculos de los movimientos
de los objetos celestes. Es responsable de la primera observación sistemática
que se realizaba en un observatorio. Este fue construido hacia el 1074 en la
región de Isfahan, al sur de la actual Teherán, durante el reinado de Malik
(1072-1092), y su programa se preparó para durar treinta años –tiempo que
coincide con el período de revolución del planeta Saturno– aunque fue cancelado
a los dieciocho años, a la muerte de su benefactor. Allí se tiene constancia
por primera vez de la utilización los denominados tubos de observación,
que, tal y como comenta Al-Battani, estaban provistos de lentes y permitían
focalizar la visión sobre un lugar determinado del firmamento: se trataba de
primitivos telescopios. Como resultado de sus observaciones, preparó la
compilación conocida como Tablas astronómicas para Malik Shah (Ziy Malik Sahi),
de la cual sólo se conserva un catálogo de las cien estrellas más brillantes
del firmamento y, en la actualidad, se encuentra depositado en la Biblioteca
Nacional de París. También es importante su obra El Libro del año nuevo (Nawruz-nama),
escrita en persa, donde recopiló todas sus teorías acerca del calendario solar
persa, y que empleó para preparar un nuevo calendario que se llamó Yalalí –inaugurado
en 1079 y utilizado hoy todavía– cuyo cálculo de la duración del año era
realmente espectacular, ya que su error era menor que el del calendario gregoriano
establecido cinco siglos después.
Impresionante sextante de tipo mural de un tamaño de 40,4 metros
perteneciente al antiguo observatorio en Samarcanda, obra del astrónomo Ulugh
Beg, que fue destruido en 1449 y cuyos restos, desenterrados en 1908, fueron
transformados en un museo inaugurado en 1964 por las entonces autoridades
soviéticas.
Otro de los sabios importantes de la época fue Nasir al-Din al-Tusi
(1201-1274), nacido en Tus, antigua Persia, que destacó como matemático,
astrónomo, médico, teólogo y filósofo. Elaboró tablas muy precisas sobre los
movimientos planetarios y jugó un papel clave en la fundación del Observatorio
de Maragheh, en el actual Azerbaiyán. Este observatorio, financiado por Hulagu
Khan (1217-1265), gobernador mongol del Ilkanato persa y nieto de Gengis Khan,
fue construido entre 1259 y 1263, constituyó uno de los centros clave de
vigilancia celeste y marcó un punto de inflexión en los conocimientos
astronómicos de la cultura árabe. También se emplearon aquí «tubos de
observación» mejorados. Los científicos de la estación diseñaron, asimismo, un
círculo azimutal provisto de dos cuadrantes, que permitía tomar simultáneamente
la altura de dos astros sobre el horizonte.
En este observatorio se perfeccionaron los cálculos de movimientos de
Ptolomeo que se ajustaban mejor a las observaciones y se plasmaron en las
denominadas tablas iljanianas, que aunque mantenían la teoría geocéntrica
parece ser que permitieron a Copérnico emplearlos para, cambiando la posición
del centro del movimiento, crear la representación heliocentrista. Todas sus
conclusiones se recogen en su libro Memoria de astronomía.
El relevo de este observatorio lo tomó el muy famoso de Samarcanda, que
recibe el nombre de la persona que lo mandó construir en 1429, Ulugh Beg
(1393-1449). Este astrónomo y matemático, nieto del famoso conquistador mongol
Tamerlán, fue regente de esa ciudad hasta que murió asesinado. En el
observatorio instaló sextantes de gran tamaño que permitieron medir la posición
de hasta mil dieciocho estrellas con gran precisión, que incluyó en un catálogo
que superó las observaciones incluidas en elAlmagesto, y que publicó en
1437 con el nombre de Zij-i Djadid Sultani.
En realidad, los árabes, con sus estudios y observaciones, preparan la
revolución astronómica renacentista, pues son conscientes de que los errores
que contienen las tablas tolemaicas que intentaban mediante modelos incorrectos
acoplar la naturaleza a su teoría deben subsanarse.
Introducen mejoras en el campo de la observación celeste y así consiguen
tablas que explican mejor el movimiento de los astros, pero de validez
limitada, pues debían recalcularse aproximadamente cada cuarenta años, ya que
su modelo era inconsistente con los movimientos reales de los cuerpos celestes.
Esa situación contraria a la lógica fue la que poco a poco fue empujando el
modelo geocentrista al abismo del olvido para dejar paso a un nuevo modelo
inmutable, previsible con el paso del tiempo y que se acoplaba a las leyes
naturales.
§. Las tinieblas científicas de la Edad Media
Y mientras tanto ¿qué ocurría en Occidente?
Uno de los asuntos más importantes en Occidente vinculado con la
astronomía era el relacionado con el calendario, y más concretamente con las
denominadas festividades móviles religiosas que cada año ocurrían en fechas
diferentes. La ubicación más importante era la de la Pascua cristiana o Pascua
de Resurrección. Decidir cuándo había que colocarla había sido una dificultad
constante para la Iglesia de Roma y para la alejandrina. La Pascua judía se
celebraba el día 15 del mes de Nisan, que estaba a caballo de los meses de
marzo y abril del calendario juliano; por ello, los cristianos judíos de
Oriente celebraban la Resurrección del Señor dos días después, el 17. Con el
tiempo, los cristianos buscaban desvincularse totalmente de las tradiciones
hebreas y por ello decidieron celebrar su Pascua de manera independiente. Fue
Dionisio el Exiguo (470-544), monje erudito y matemático, quien se encargó en
el 525 de concretar cómo debía ubicarse la fecha. El primer domingo después de
la primera luna llena tras el equinoccio de primavera, que se fijó para el 21
de marzo –evitando así el enojoso problema del cambio de fecha por la precesión
de los equinoccios–, sería la Pascua, con la salvedad de que si el plenilunio
era en domingo, la Pascua se trasladaría al domingo siguiente.
El resto son tinieblas y sólo la influencia árabe consigue transmitir a
través de la península ibérica sus conocimientos y descubrimientos al resto de
Occidente. En realidad, es a través de al-Ándalus como se va a difundir su
sabiduría, mediante la reconquista cristiana de los territorios ocupados por
los musulmanes. Los puntos clave del conocimiento astronómico andalusí son
Córdoba, Toledo, Sevilla y Zaragoza.
En Córdoba, en el siglo X, bajo el poder de Abderramán III (891-961) y
posteriormente de su hijo Alhaken II (915-976), musulmanes, cristianos y judíos
colaboran en las obras de traducción y recopilación, florecen las ciencias, e
incluso los reyes cristianos se sirven de los conocimientos cordobeses
entablando relaciones fluidas con el califato. En lo relativo a la astronomía,
el principal referente es Abu-l-Quasim Maslama al-Mayriti (hacia 950-1007), que
es el madrileño –de ahí su apodo al-Mayriti– más antiguo del
que se tiene noticia, y que también destaca como gran matemático. Realiza
observaciones detalladas del cielo cordobés y modifica, ajustándolas, las
tablas astronómicas árabes de la época, además de traducir al árabe la obra de
Ptolomeo, Planisferio.
Es durante el reinado de Al-Mamun (fallecido en el 1075) en Toledo
cuando la ciudad alcanza su esplendor. Este rey, que toma bajo su protección al
leonés Alfonso VI (1047-1109) durante su destierro, es responsable con esta
acción de que tras la reconquista de la ciudad por el rey cristiano unos años
después Toledo pueda seguir manteniendo el carácter andalusí e incorporar su
cultura al reino de Castilla.
Con Al-Mamun se crea en Toledo la escuela de astronomía y matemáticas, y
en ella el sabio más destacado es Al-Zarqali, también conocido como Azarquiel
(1029-1087), nacido en Córdoba, que tenía gran destreza para el trabajo de los
metales, cualidad que dirigió hacia la faceta astronómica diseñando y
construyendo diversos aparatos ente los que destaca una variedad del astrolabio
que denominó azafea. El astrolabio está diseñado para observaciones
y cómputos desde una latitud específica, mientras que la azafea permite hacer
estas observaciones en cualquier latitud terrestre, y por ello se le
denominó astrolabio universal. Fue especialmente útil a los
navegantes para orientarse desde posiciones variables. Azarquiel también dirige
la confección de las Tablas astronómicas toledanas, que se publicaron en el año
1080, y que se calcularon para indicar las posiciones en el cielo de los
cuerpos celestes y las fechas en las que tenían lugar determinados fenómenos
cósmicos presentes y futuros. Incluso sirvieron para predecir eclipses solares.
Estas tablas tuvieron gran trascendencia para los eruditos del estudio de los
cielos durante varios siglos.
Imagen de una azafea, variedad de astrolabio diseñado por Azarquiel, que
permitía observaciones de la posición de las estrellas en la bóveda celeste
desde cualquier latitud terrestre.
Este mismo erudito fue el primero que decidió sacar los planetas menores
de sus órbitas tradicionales para colocarlos alrededor del Sol, indicando que
Mercurio poseía una órbita elíptica. Asimismo, uno de sus inventos más famosos
fueron dos estanques construidos a orillas del Tajo, que, a modo de clepsidras,
se llenaban coincidiendo con el plenilunio y se vaciaban con la Luna nueva, lo
que le permitía fijar los días del mes. Precisamente Copérnico, en su
libro De revolutionibus orbium celestium (Sobre las revoluciones de las
esferas celestes) , expresa su agradecimiento a Al-Battani y a
Azarquiel, y nombra sus trabajos en varias ocasiones.
El legado árabe en astronomía también incluye algunos términos que hoy
en día siguen utilizándose como cénit, nadir y acimut.
En el año 1085, Alfonso VI reconquista Toledo y comienzan las
traducciones de las obras ya vertidas del griego al árabe y las propias árabes,
ambas al latín. Es esta riqueza de conocimientos la que con los años germinará
en la famosa Escuela de Traductores de Toledo. Esta escuela fue fundada en el
año 1130 por el arzobispo Raimundo (fallecido en 1152), monje cluniacense, y en
ella se traduce una ingente cantidad de obras de aritmética, medicina,
astronomía, astrología y filosofía. Como comentamos anteriormente, uno de sus
traductores más destacados fue el italiano Gerardo de Cremona, que entre sus
más de ochenta obras traducidas cuenta con el Almagesto de
Ptolomeo.
El momento culminante de la occidentalización de la ciencia árabe ocurre
durante el reinado del monarca castellano Alfonso X el Sabio (1221-1284). Bajo
su gobierno, el punto de referencia cultural más importante de Europa está en
la península ibérica. Apoya decididamente a la Escuela de Traductores de
Toledo, donde se realizan las más fieles traducciones. Ordena elaborar las
denominadas Tablas Alfonsíes, que compilan observaciones efectuadas en el
firmamento de Toledo entre 1263 y 1272, en las que sus astrónomos recopilan y
mejoran los datos los movimientos de los cuerpos celestes publicados por
Azarquiel, del cual también traducen sus obras. Estas tablas contenían los
datos más precisos de su tiempo y se extendieron rápidamente por Europa.
Las Tablas Alfonsíes, realizadas por encargo de Alfonso X el Sabio,
contienen los datos de los movimientos de los cuerpos celestes tal y como se
observaban en el cielo de Toledo entre los años 1263 y 1272.
El mismo Alfonso X se implica en dirigir la preparación de la
enciclopedia denominada Libros del saber de astronomía, obra
escrita alrededor de 1277 que reúne los conocimientos astronómicos de la época
y contiene dieciséis tratados interrelacionados. El primero es un catálogo de
las estrellas que indica la constelación en la que se encuentran. Los
siguientes nueve tratados están dedicados a la construcción y el uso de
diversos instrumentos de observación astronómica. Los últimos se ocupan de
diversos tipos de relojes. Dado que la astronomía y la astrología se confundían
muy a menudo en esta época, parece ser que el origen de la preparación de este
tratado se encuentra en sus aplicaciones prácticas, pues a fin de preparar los
horóscopos era necesario disponer de buenos instrumentos astronómicos.
Y mientras tanto, en el resto de Europa, la postergación de la ciencia
era la tónica predominante, sólo algunos pensadores y sabios ilustres
conseguían aportar algo de luz a este desdichado panorama. Esa luz provenía
casi siempre de los mismos lugares, los monasterios y las órdenes religiosas
que en aquella época se convirtieron en los guardianes del conocimiento y los
garantes de su transmisión a pesar de las «cadenas» que la religión tradicional
ponía a cualquier avance que se apartase un ápice del canon establecido.
Entre esos célebres eruditos podemos incluir al monje franciscano de
origen inglés Roger Bacon (1214-1294), que destacó como filósofo, aunque además
se le reconoce por el estudio de las lenguas, la aplicación de las matemáticas
y la defensa de la ciencia experimental, el empirismo. Con él fundamenta el
método científico, que incluye observación, hipótesis, experimentación y
verificación independiente. En astronomía sostenía que las estrellas tenían luz
propia y que las llamadas fugaces eran cuerpos muy pequeños que al atravesar la
atmósfera se inflaman por su propio movimiento. Consiguió tallar las primeras
lentes y enunció los principios ópticos que con los años permitieron la
creación del telescopio.
El imparable avance del pensamiento que propone nuevas formas de
entender la naturaleza en contraposición con la concepción religiosa que
anteponía los designios divinos para explicarla, anuncia la llegada del
Renacimiento. De todo esto forman parte inseparable las reflexiones del
filósofo que se considera puente entre el Medievo y el Renacimiento, Nicolás de
Cusa (1401-1464), de origen alemán, el cual sobresalió además por sus
conocimientos en astronomía, matemáticas y teología. De hecho fue nombrado cardenal
y obispo de Bressanone (Tirol del Sur, hoy Italia) e incluso en 1459 llegó a
ser camarlengo del Colegio Cardenalicio. Su filosofía envuelve sus
razonamientos astronómicos, pues sin abandonar la idea de un Dios todopoderoso
considera por primera vez la posibilidad de que el universo sea ilimitado, y
por tanto sin centro definido –la Tierra pasa a ser un cuerpo celeste más–,
todos los astros están en movimiento aunque este nos parezca imperceptible.
Estas ideas aparecen reflejadas en su obra La docta ignorancia
(1440), que es el origen de las modernas teorías cosmológicas y, como hemos
comentado, advierte la aparición de la Edad Moderna.
Podríamos considerar al alemán Johann Müller Regiomontano (1436-1476)
como el último de los astrónomos medievales. Fue un niño prodigio que a la edad
de dieciséis años ya había concluido sus estudios universitarios de matemáticas
y astronomía. Llegó a trabajar en 1468 como astrónomo real del rey Matías
Corvino de Hungría. Realizó observaciones del planeta Marte, fabricó
astrolabios y fundó un observatorio astronómico en Núremberg, desde el cual
describió el paso de un cometa en 1472, el mismo que Halley calculó que
volvería a pasar por nuestros cielos en 1758, y que hoy lleva el nombre de este
último. Creó su propia imprenta y publicó en ella uno de los primeros
calendarios completos con datos astronómicos sobre las posiciones del Sol y de
la Luna, así como de los eclipses y las fiestas móviles, convirtiéndose con
ello en el primer impresor de literatura científica. Pretendía reformar del
calendario en su obra Kalendarium and De Reformatione Kalendarii,
por lo que fue llamado por el papa Sixto IV a Roma en 1475, en donde fue
nombrado obispo de Ratisbona, aunque murió sin haber podido concluir dicha
reforma, que tardó más de cien años en cristalizar, y que como ya hemos
comentado ocurriría en 1582 con el papa Gregorio XIII.
Esta nueva manera de entender el Cosmos va acompañada del desarrollo de
la física y la matemática, aunque la llegada de la peste negra de 1348, que se
extiende con varios rebrotes casi hasta 1400, acabando con la vida de un tercio
de la población del continente europeo –unos veinticinco millones de personas–,
retrasa la inevitable llegada del raciocinio moderno. Es el brusco final de una
etapa que mantiene viva la esperanza por los últimos avances filosóficos y
científicos que con el amanecer del siglo XV desechará por fin las tinieblas
científicas de la Edad Media para dejar entrar la luz del humanismo, el arte y
la ciencia de la Edad Moderna.
Capítulo 3
La revolución heliocéntrica
Contenido:
§. El sol, centro del universo: Copérnico
§. Los cálculos se hacen más precisos: Brahe y Kepler
§. El telescopio nos acerca el firmamento: Galileo Galilei
§. La observación telescópica: el legado de Galileo
§. Las leyes de la dinámica celeste: Newton
Y la luz del Renacimiento inundó el Orbe, encendió las artes y las
ciencias y, como inmediata consecuencia, iluminó la astronomía.
Así comenzaba la denominada Edad Moderna, que terminaría a finales del
siglo XVIII. Pero para que se produjera la renovación renacentista fue preciso
que se conjugaran varios acontecimientos que estimularan a la sociedad de una
manera impensable hasta entonces.
Podemos considerar la caída de Constantinopla como el primero de ellos.
En 1453, los turcos otomanos, al mando de Mohamed II (1451-1481), tras un
asedio de casi dos meses toman la ciudad. La caída del último resto del Imperio
romano de Oriente era un hecho. Los restos de la cultura griega que aún se
mantenían deben emigrar a Occidente y buscar refugio primero en Italia, y luego
en el resto del continente. Los eruditos y los manuscritos conservados serán
los vehículos para su transmisión.
El descubrimiento del continente americano en 1492 trajo además de las
conocidas consecuencias políticas, sociales y culturales, otras de índole
científico como fueron los avances geográficos, el desarrollo de la ingeniería
y de las técnicas de navegación, así como nuevos impulsos en el campo de la
observación del firmamento.
La reforma protestante emprendida por Martin Lutero (1483-1546) socava
la autoridad eclesiástica, y con ello permite que la conciencia y las opiniones
de cada persona determinen la gran variedad de pensamientos que emergen, y que
traen con ellos nuevas ideas, nuevas especulaciones, que en ciencia permiten el
avance del método científico. Este método, como hemos comentado en el capítulo
anterior, separa la naturaleza y su concepción, de la condición divina;
intentan explicar los hechos mediante la experimentación y la comprobación de
las teorías, así se fundamentan los pilares sobre los que se sustenta el avance
científico, entonces, ahora y siempre.
El humanismo, que también se deriva de esa concepción nueva de la
naturaleza, empieza a ser protagonista de su propio destino, y la filosofía y
el pensamiento se vuelcan en la educación de la persona y en rescatar las ideas
de la Grecia clásica que lo consideraban base de su cultura.
Las ideas políticas también permiten la evolución de la sociedad, pues
mientras Maquiavelo (1467-1527) muestra los mecanismos básicos del poder
político, otros autores imaginan nuevas formas de organización social que
surgirán a través de reformas dirigidas por sus integrantes y conducirán a
nuevos modelos; Utopía (1516), de Tomás Moro, es un buen
ejemplo de ello.
La invención de la imprenta hacia 1450 por Johannes Gutenberg contribuyó
de manera imparable a la difusión de la cultura mediante la progresiva edición
de los libros que surgen de ella y que cada vez llegarán a más gentes
provocando una avalancha de pensamientos e ideas que se llevarán el medievo por
delante.
Y como consecuencia de todo ello, surge el progresivo desarrollo de los
descubrimientos científicos que trastocarán de manera irreversible todos los
conceptos antiguos y que llevarán ineludiblemente al comienzo de una nueva
ciencia cada vez más fructífera, cuyos hallazgos conducirán a otros sucesivos,
renovando el saber y los conocimientos existentes.
Pero antes de entrar a describir cómo fueron desencadenándose estos
hechos, es conveniente revisar un escenario que los propios cálculos
astronómicos habían convertido en obsoleto: el calendario juliano. Este había
sido adoptado por la Iglesia en el primer Concilio de Nicea celebrado el año
325, pero en el Concilio de Trento (1545-1563) se acordó su modificación. El
motivo fue el desajuste que se había acumulado con el paso del tiempo, dado que
el año juliano era de 365,25 días, como comentamos en el capítulo anterior,
mientras que el año trópico es de 365,2422 días, es decir, comprende alrededor
de once minutos menos. Esto había causado con los años un desfase de unos diez
días, lo que provocaba que la festividad de la Pascua que debía celebrarse,
como también decíamos, el primer domingo tras la primera luna llena después del
equinoccio de primavera (en el hemisferio norte), ya no coincidiera con la
pauta religiosa.
Por ello, en 1582 el papa Gregorio XIII instauró un nuevo calendario que
es el actualmente utilizado y que designamos como calendario gregoriano. Este
nuevo calendario tiene una serie de reglas que lo hacen muy preciso,
consiguiendo años de 365,2425 días, a pesar de lo cual, y como es obvio,
contiene un error de veintiséis segundos que tras el paso de tres mil
trescientos años determinarán el ajuste de un día; eso sin contar el efecto
derivado de los posibles cambios en la velocidades de traslación y rotación de
la Tierra por las interacciones con la Luna. La Comisión del Calendario,
ordenada por el papa, tuvo como cabezas visibles a los astrónomos Christopher
Clavius, jesuita alemán, y al italiano Luigi Lilio, y se diseñó basándose en
las Tablas Alfonsíes del siglo XIII, consideradas las más precisas de la época,
con la ayuda del matemático español Pedro Chacón. Con el fin de recuperar el
tiempo perdido con los desfases anuales, se determinó que al jueves 4 de
octubre le sucedería el viernes 15 de octubre de 1582. La iniciativa de este
calendario partía de la Iglesia, pero se asimiló como civil rápidamente y fue
adoptado primero por los estados de orden católico para luego ir extendiéndose
paulatinamente a los demás, aunque habría que resaltar como anecdótico que
países tan importantes en el contexto mundial como Inglaterra (1752), Japón
(1873), Rusia (1918) o Grecia (1923) tardaran tanto en asumirlo.
Ha llegado el momento de entrar en esta era moderna, crucial para la
astronomía y la ciencia en general, época de grandes avances y de trascendentes
aportaciones de insignes científicos que romperían, por fin, el yugo que la
religión había impuesto al libre avance del conocimiento y de la razón.
§. El sol, centro del universo: Copérnico
Como comentamos en el capítulo anterior, los árabes ya se han percatado
de que las teorías tolemaicas y los cálculos derivados de ellas no son
correctos, no pueden explicar con precisión el movimiento de los cuerpos, son
inconsistentes al paso del tiempo, y lo que es todavía peor, no permiten, por
tanto, hacer predicciones astrológicas válidas. Y no olvidemos que el
fundamento, el empuje y el apoyo económico que reciben los estudiosos del
firmamento lo es prácticamente por su contribución a los pronósticos sobre el
futuro, los buenos y malos augurios. Sin ese matiz fundamental, el estudio
astronómico no habría, por lo general, prosperado.
Pero la luz de la astronomía no podía estar oculta más tiempo, y su
emancipación de la astrología surgió de la mano de un clérigo polaco de treinta
y tres años, Mikołaj Kopernik, conocido por nosotros como Nicolás Copérnico
(1473-1543). Decir clérigo es quedarse corto, pues Copérnico realizó estudios
matemáticos, de física y de medicina, y además ejerció como gobernador,
diplomático y economista, entre otras ocupaciones.
Nacido en Toruń, en una familia de comerciantes y funcionarios
municipales, y recibió allí su educación elemental; fue su tío, el obispo
Łukasz Watzenrode, que a la muerte de su padre se convirtió en su tutor, quien
sufragó su formación en Humanidades en 1491 en la Universidad de Cracovia, y en
Derecho Canónico y Medicina en 1496, en la de Bolonia, aunque no concluyó sus
estudios. Prosigue su enseñanza en Roma y se doctora en astronomía en 1500. A
su vuelta a Polonia, su tío sigue ocupándose de él y le consigue el puesto de
canónigo –aunque nunca llegó a ordenarse sacerdote– en la diócesis de Frombork
(voivodía –provincia– de Warmia y Masuria), en el norte de Polonia.
Aunque realiza diversos viajes para proseguir y completar sus estudios
durante varios años, ya mostraba su interés por la astronomía cuando consigue
en 1492 una copia de la segunda edición de las Tablas Alfonsíes impresa en
Venecia, así como las Tablas astronómicas de Regiomontano publicadas en
Augsburgo.
Su fascinación por la astronomía le lleva a acondicionar una de las
torres de la ciudad como observatorio, y es allí donde pasa todo el tiempo que
le dejan libre sus múltiples ocupaciones, estudiando el cielo polaco. Como
fruto de estas observaciones combinadas con numerosos y diversos cálculos
matemáticos, comienza en 1506 a escribir el libro, que con doble razón lleva
ese nombre, De revolutionibus orbium coelestium (“ Sobre
las revoluciones de las esferas celestes”), pues estaba llamado a revolucionar el
panorama científico de la época. Lo terminaría en 1531, y se publicaría
póstumamente en Núremberg, en 1543. En realidad la publicación del libro se
debe en gran parte al alemán Georg Joachim Rheticus (1514-1576), profesor de
astronomía y matemáticas en la Universidad de Wittemberg, que pasó dos años
como su pupilo en Frombork. En ese tiempo escribió un texto titulado Primer
informe sobre los Libros de las Revoluciones del sabio caballero y distinguido
matemático, el reverendo doctor Nicolás Copérnico de Torun, canónigo de
Warmia , en donde cuenta sus experiencias al lado del maestro y resume
la esencia de su teoría, y entre otras cosas escribe:
Mi profesor siempre tenía ante sus ojos las observaciones de todas las
épocas junto a las suyas, agrupadas en orden en forma de catálogos; después
procede a partir de las observaciones más antiguas hasta las suyas propias,
buscando la relación mutua que las armoniza todas; los resultados así obtenidos
los compara con la hipótesis de Ptolomeo y los clásicos; y habiendo hecho un
examen más cuidadoso de estas hipótesis, aplicando las matemáticas, establece
geométricamente las conclusiones que pueden ser extraídas de ellas por una
inferencia correcta; después armoniza las observaciones de los clásicos y las
suyas propias con la hipótesis que ha adoptado; y tras realizar todas estas
operaciones finalmente escribe las leyes de la astronomía.
La buena recepción del libro de Rethicus y su entusiasmo deciden a
Copérnico a divulgar su obra, pero conocedor de los problemas que podía
acarrearle su publicación y como devoto católico, dedica el tratado al papa
Pablo III, fundamentándolo en que su modelo mejoraba la exactitud de las predicciones
astronómicas, lo que permitiría preparar un calendario más exacto, lo que
constituía una de las prioridades de la Iglesia en aquella época.
El libro constaba de seis volúmenes, los dos primeros de contenido
teórico, donde exponía los principios de su teoría heliocéntrica junto con un
compendio de estrellas que empleaba para apoyarla; el tercer y el cuarto
volumen los dedicaba a estudiar e interpretar los movimientos del Sol y de la
Luna, respectivamente, empleando los dos últimos en explicar completamente su
modelo.
Este modelo comprende siete axiomas:
1.
Los
movimientos de los astros son eternos, definidos y circulares.
2.
La Tierra
no es el centro del universo. El centro del universo está cerca del Sol.
3.
Los
planetas giran en torno al Sol en órbitas circulares.
4.
La
distancia desde la Tierra al Sol es pequeñísima comparada con la distancia a
las estrellas, que están fijas en el firmamento.
5.
Es la
rotación de la Tierra sobre sí misma la que explica la aparente rotación diaria
de las estrellas.
6.
Es la
rotación que la Tierra realiza alrededor del Sol la que explica el aparente
ciclo anual de movimientos de este.
7.
El
movimiento retrógrado aparente de los planetas está causado por el movimiento
de la Tierra desde la que los observamos.
Las observaciones de Copérnico le permitieron componer un sistema en el
que asignó un período heliocéntrico a cada planeta: el de Mercurio resultó ser
de ochenta días; el de Venus, de siete meses; el de la Tierra, de un año,
mientras que el de Marte resultaba ser de dos años, el de Júpiter alcanzaba los
doce y, por fin, el de Saturno llegaba a los treinta. Además, situó la Luna
como satélite de la Tierra, lo que permitía una ordenación congruente con
dichas observaciones.
Modelo heliocéntrico de Copérnico, en donde se observa el Sol situado en el
centro, la Tierra y los otros cinco planetas conocidos entonces girando
alrededor de él. También aparece la Luna, representada como satélite de nuestro
planeta .
Este modelo, aun siendo revolucionario, contenía una serie de defectos
en su concepción como, por ejemplo, que las órbitas de los objetos alrededor
del Sol no son circulares tal y como pensaba Copérnico, ni las estrellas
permanecen fijas en la bóveda celeste, ni se necesitan los epiciclos para
explicar la excentricidad de las órbitas, entre otros.
En todo caso, su ruptura con el modelo clásico ptolemaico aceptado por
la sociedad y defendido por la Iglesia fue la principal aportación de Copérnico
a la revolución astronómica que estaba empezando. Las consecuencias para él no
fueron mayores pues, como dijimos anteriormente, el libro salió a la luz a su
fallecimiento, pero eso no le libró de ser atacado, y perseguida su obra.
Los astrónomos geocentristas le criticaban argumentando que si la Tierra
se movía, ¿cómo es que no cambiaban de posición relativa el resto de las
estrellas del firmamento? La Iglesia la incluiría en 1616 en su lista de libros
prohibidos, pero fueron por lo general las autoridades protestantes quienes
renegaron más vehementemente de sus tesis: Martín Lutero, en 1539 escribía lo
siguiente:
La gente le presta oídos a un astrólogo improvisado, que trata de
demostrar en cualquier modo que no gira el cielo, sino la Tierra. Para ostentar
inteligencia basta con inventar algo y darlo por cierto. Este Copérnico, en su
locura, quiere desmontar todos los principios de la astronomía.
El teólogo alemán Philipp Melanchton desaprobó públicamente sus tesis, y
el también teólogo, el francés Juan Calvino, reformador que dio nombre a la
doctrina calvinista, llegó a referirse a Copérnico en estos términos:
Veremos a algunos tan frenéticos, no sólo en la religión, sino para
mostrar en todo lugar que tienen una naturaleza monstruosa, que dirán que el
Sol no se mueve y que es la Tierra la que se mueve y gira. Cuando vemos
personas así, hay que decir que el diablo las ha poseído y que Dios nos las
ofrece como espejos, para que mantengamos el temor hacia Él. Eso es lo que
ocurre con todos los que debaten con cierta malicia, y a los que no vale la
pena enfrentarse… hay algunos fanáticos que quisieran haber cambiado el orden
de la naturaleza, incluso haber deslumbrado los ojos de los hombres y haber
embrutecido todos sus sentidos.
Pero no todo eran críticas, algunos como el astrónomo y filósofo
italiano Giordano Bruno (1548-1600) no solamente hicieron suyas las ideas
heliocentristas, sino que fueron más allá defendiendo la pluralidad de los
mundos y sistemas solares, así como la infinitud del universo. Estas
afirmaciones plasmadas en sus muchas obras escandalizaron a la comunidad
cristiana de la época, por lo que Bruno fue perseguido por la Iglesia hasta ser
capturado en 1593, encarcelado y finalmente juzgado y condenado por herético,
impenitente, pertinaz y obstinado, a morir en la hoguera, lo que ocurrió en
1600 en Roma.
Aun así, la llama de la renovación astronómica había surgido y, junto
con el torrente de las ideas renacentistas, se llevaría por delante las
concepciones anticuadas y provocaría el resurgir de esta ciencia, que había
estado inmovilizada desde el siglo II.
§. Los cálculos se hacen más precisos: Brahe y Kepler
Como hemos visto, el modelo copernicano sólo era una modificación del
tolemaico, donde los planetas describían órbitas circulares a velocidades
fijas, y la gran innovación consistía en el centro del círculo de su
movimiento. Pero aun siendo un gran paso, no era suficiente.
El modelo de transición hacia los grandes avances posteriores lo
proporcionaría el danés Tycho Brahe (1546-1601). Sus particularidades más
importantes eran su gran capacidad de observación y su destreza para la
creación de nuevos instrumentos astronómicos.
Tycho procedía de una familia acomodada y de la nobleza, aunque fue
criado por su tío y padrino, que le envió a realizar estudios a las
universidades de Copenhague y Leipzig. En la primera, a los catorce años, fue
testigo de un eclipse parcial de Sol que le impresionó profundamente y le animó
a leer tratados sobre astronomía. A los diecisiete años, otro suceso, la
conjunción de Júpiter y Saturno, le llevó a percatarse de que las Tablas
Alfonsíes, las vigentes en su época, que servían para predecir estos acontecimientos,
estaban desfasadas casi un mes de las observaciones reales, lo que le condujo a
la conclusión de que los modelos en los que se basaban debían ser erróneos y
tendrían que modificarse.
Para ello era preciso observar las estrellas no sólo con detenimiento,
sino con suma precisión, por lo que tuvo que mejorar los instrumentos
existentes construyendo hasta un astrolabio de tres metros de radio, cuadrantes
que llegaron a medir dos metros de radio, diversos modelos de sextantes,
esferas de tipo armilar e instrumentos para medir el paralaje de las estrellas.
No sólo diseñó y fabricó instrumentos, sino que además los calibró y comprobó
su exactitud periódicamente. De hecho, los sucesos astronómicos parecían perseguirle,
puesto que a los veintiséis años de edad, en 1572, observó una nueva estrella
en el firmamento, que por entonces se consideraba inmutable sin que pudiesen
aparecer nuevos astros. Lo que Tycho observó fue la explosión de una estrella,
fenómeno que hoy conocemos como supernova, ubicada en la
constelación de Casiopea, con un brillo similar a Júpiter y que permaneció
visible durante casi dos años, lo que permitió al científico realizar numerosas
observaciones de su evolución.
La investigación de esa supernova –que en aquella época Brahe denominó
simplemente nova– le otorgaron tal fama que llegó a ser considerado
el astrónomo más importante de su época, y no les faltaba razón. Por ello, el
rey Federico II de Dinamarca le llamó en 1575 para dar varias conferencias
sobre astrología y los orígenes de la astronomía en la Universidad de
Copenhague, que le entusiasmaron y por las que se animó a financiarle la
construcción, entre 1576 y 1580, de un observatorio astronómico en la isla Hven.
El observatorio, bautizado como Uraniborg (“Castillo de
Urania”) en honor a Urania, musa de la astronomía, más bien parecía un palacio,
pues asimismo contaba con talleres para construir sus complicados instrumentos,
laboratorios donde practicaba la alquimia, una imprenta, además de jardines y
dependencias fastuosas. Allí estudió el firmamento durante casi veinte años y
preparó un catálogo de mil estrellas, 777 de ellas ubicadas con una precisión
casi total, que iba grabando en una esfera de un metro y medio de diámetro con
una minuciosidad incalculable para la época. También fue allí testigo del paso
de un cometa en 1577, cuyas características y movimiento estudió con mucho
detalle.
Diseño del complejo Uraniborg construido por el rey Federico II de Dinamarca
en la isla Hven, que contenía un observatorio astronómico empleado por Tycho
Brahe para el escrutinio del firmamento.
El sistema heliocéntrico de Copérnico no fue aceptado por Tycho, que a
su vez propuso un modelo mixto ptolemaico-copernicano en el que la Tierra
seguía fija en el centro del universo, con la Luna y el Sol girando a su
alrededor, mientras que los planetas giraban en torno a este último. Muchos
detractores de Copérnico compartieron el modelo de Tycho por no ser tan
heterodoxo con la línea tradicional astronómica.
Cuando murió su benefactor, el nuevo rey danés no quiso seguir
manteniendo los elevados gastos del estudio astronómico, y Brahe emigró a
Praga, donde encontró un nuevo protector en la figura del emperador del Sacro
Imperio Romano Germánico, Rodolfo II de Habsburgo (1552-1612), que le nombró
matemático imperial en 1599.
Allí siguió con sus observaciones hasta que un suceso, al parecer poco
trascendente, cortó la vida del mejor astrónomo de la época: fue invitado a
cenar a casa de un noble amigo y, como se consideraba de mala educación
ausentarse de la mesa durante la colación, retuvo aguas hasta
tal punto que su vejiga se resintió fatalmente y no pudo soportarlo, de manera
que enfermó tan funestamente de cistitis que tras pasar cinco días de grandes
sufrimientos, expiró. En su agonía, Tycho repetía continuamente Non
frustra vixisse vidcor (“Que no haya vivido en vano”); ante todo
quería pasar a la posteridad, cosa que como sabemos consiguió. Su tumba se
encuentra hoy en la iglesia de Nuestra Señora de Tyn, en Praga.
Y aquí la historia se enlaza para que tome el relevo del gran astrónomo
Brahe otro que aún sería más famoso por sus contribuciones a esta ciencia, el
alemán Johannes Kepler (1571-1630), que se convertiría primero en su discípulo,
y a su muerte en heredero de sus datos y hallazgos astronómicos.
Kepler, que procedía de una buena familia venida a menos, destacó desde
su juventud por su gran facilidad para el cálculo matemático. Contrariamente a
lo ocurrido con Brahe, sus padres le animaron a aficionarse por la astronomía.
De hecho, se dice que su madre le llevó a observar en un lugar preferente del
campo el paso del cometa de 1577, y su padre le mostró el eclipse de Luna de
enero de 1580.
A los trece años entró en el seminario protestante de Adelberg, y dos
años más tarde, en el seminario superior de Maulbronn. En 1589 comenzó sus
estudios superiores en la Universidad de Tubinga, cerca de Stuttgart. Allí
estudió, además de Ética, Griego, Hebreo y Teología, Astronomía y Física. Aquí
es donde contacta por vez primera con las teorías heliocéntricas copernicanas.
Tras sus estudios, se estableció como profesor de matemáticas en Graz
(Austria), donde publicó predicciones astrológicas, pues todavía entonces la
astronomía no conseguía separarse completamente de ellas.
Sus primeras ideas cosmológicas basadas en la Armonía de las
esferas celestes, que comentamos en el capítulo anterior, las plasmó en
1596 en un libro titulado Misterium cosmographicum (“El
misterio cósmico”), del que envió una copia a Tycho Brahe, que se interesó por
los conocimientos del joven astrónomo y le invitó a su residencia en el
castillo de Benatek, cerca de Praga, con la intención de que le ayudase a
aplicar sus dotes para la geometría en sus cálculos estelares. En enero de 1600
Kepler llega a Praga, aunque ni siquiera es recibido por Tycho, que le trata
con altanería y desdén cuando se encuentran, pasadas unas semanas. Es más,
aunque Tycho le permite que trabaje estudiando el movimiento de Marte, no le
cede casi ninguno de sus datos, lo que genera grandes tensiones entre discípulo
y maestro y propicia que Kepler abandone el castillo y se marche a Praga hasta
que el danés rectifica, va en su búsqueda y le cede todos sus datos sobre
Marte. Y no sólo eso, sino que a la muerte de su maestro pasa a obtener el
conjunto de sus escritos y estudios.
Trabajando con este material, Kepler, que sustituyó en el cargo de
matemático imperial a Tycho, se da cuenta de que no es posible conjugar las
observaciones con el modelo de la armonía celestial, y prueba otras
figuras geométricas hasta dar con la elipse que, para su sorpresa, es capaz de
describir a la perfección el movimiento planetario de Marte, lo cual supone que
es extensible al resto de los planetas, como posteriormente comprueba.
Gráfico que plasma las dos primeras leyes de Kepler, pues coloca al Sol en
el foco de la elipse que cubren los planetas al girar en torno a él, al mismo
tiempo que muestra que las áreas barridas por los planetas alrededor del astro
rey, son iguales en tiempos iguales.
De aquí nace su gran obra Astronomía nueva, publicada en
1609, en donde incluye sus dos primeras leyes. En la primera ley, Kepler
especifica: «Los planetas giran en órbitas elípticas alrededor del Sol, que se
halla situado en uno de los dos focos de la elipse».
La consecuencia de esta ley es que hay un momento del año en que la
Tierra se encuentra más cerca del Sol, el perihelio –ocurre
sobre el 4 de enero–, y otro en el que se encuentra lo más alejada, el afelio,
sobre el 3 de julio.
Una vez comprobado el movimiento planetario, pasa a estudiar sus
velocidades, deduciendo de ellas su segunda ley: «Las áreas barridas por los
planetas en su giro alrededor del Sol son proporcionales al tiempo empleado por
ellos en recorrer su perímetro de las mismas», o, lo que es lo
mismo: «La línea que une un planeta con el Sol barre áreas iguales en tiempos
iguales».
Las consecuencias de esta segunda ley son tremendas, puesto que plantean
que la velocidad de cada planeta no es constante, como se suponía hasta
entonces, en su trayectoria alrededor del Sol, sino que va variando, y aumenta
cuanto más cerca está del Sol y disminuye a medida que se aleja durante su
propio período orbital. Esto produce que la duración de las estaciones sea un
poco diferente; por ejemplo, el verano en el hemisferio norte (la Tierra se
mueve más despacio) dura un poco más que el verano en el hemisferio sur.
Tendrían que pasar diez años más hasta que en 1619 Kepler
publicara La armonía de los mundos, donde enuncia su tercera ley:
«El cuadrado del período orbital de cualquier planeta es directamente
proporcional al cubo de su distancia media al Sol».
Matemáticamente se expresa con facilidad: T2 = k · a3,
siendo T el período orbital; a la distancia
media al Sol y k un valor constante. La consecuencia obvia de
esta tercera ley es que la velocidad media con que recorren las órbitas los
planetas alrededor del Sol es tanto menor cuanto más alejados se encuentren de
él.
Con estas tres leyes se podía predecir el movimiento planetario con suma
perfección, así como comprender las observaciones que desde la Tierra se hacían
de los astros.
Con todo ello, y dado que seguía trabajando en la corte imperial a pesar
del fallecimiento del emperador Rodolfo II, para el que realizó cartas astrales
y predicciones astrológicas a las que era muy aficionado el monarca, recopiló
los datos resultantes de las meticulosas observaciones de los movimientos
planetarios realizados por Tycho, junto con los suyos propios, para publicarlos
en 1627 en las denominadas Tablas Rudolfinas –también denominadas Efemérides–,
en honor al fallecido soberano. En ellas incluyó, además, un catálogo estelar
con las posiciones de 1006 estrellas.
Durante sus últimos años de vida, desde 1627, estuvo bajo el patrocinio
del caudillo militar Albrecht von Wallenstein, en Silesia, preparándole su
horóscopo. Se trasladó en 1630 a Ratisbona (Baviera), donde enfermó y falleció.
A su muerte, se publicó su obra póstuma, El sueño, donde narra un
viaje a la Luna, y que constituye la primera publicación de ciencia-ficción de
la que se tiene constancia.
Tycho y Kepler fueron los últimos grandes observadores celestes de la
era pre telescópica. Con Kepler, la astrología dejaba por fin de mantener
cautiva a la astronomía, que se independizaba definitivamente como ciencia. En
realidad, este científico, que empezó su carrera como astrólogo, acabó siendo
el primer astrónomo de la historia en toda la extensión de la palabra.
§. El telescopio nos acerca el firmamento: Galileo Galilei
Hemos llegado hasta el siglo XVII, y la observación del universo ha sido
una constante lucha entre la agudeza visual, los cada vez más sofisticados
objetos de medición y la lejanía de los cuerpos que se pretendía estudiar. Los
datos parecen haber llegado a un límite de exactitud difícil de superar, y los
cálculos que se realizan con ellos, aun siendo excelentes para las condiciones
en que se efectúan, distan todavía mucho de los deseos de los astrónomos,
ansiosos por conocer mejor los astros observados.
Es preciso acercar la visión, distinguirlos mejor, percibir lo más
lejano, para no sólo realizar cálculos, sino para describir también sus
características y, lo que es más importante, saber qué hay más allá de los
objetos perceptibles a simple vista.
Hasta ahora es cierto que, como hemos visto anteriormente, existieron
algunos aparatos, los llamados tubos de observación en la
lejana Persia, que pudieron jugar el papel de precursores del telescopio, pero
no se hace realidad hasta que entra en escena el italiano Galileo Galilei
(1564-1642).
Galileo perteneció a una familia de comerciantes que provenía de una
nobleza venida a menos. Sus primeros estudios los desarrolló en la Universidad
de Pisa, donde se educó en Medicina, Filosofía y Matemáticas. Fue esta última
la ciencia que más le atrajo, y sobre todo su aplicación para el conocimiento
del movimiento de los cuerpos.
En su obra Theoremata circa centrum gravitatis solidum expone
diversos teoremas sobre el centro de gravedad de los sólidos. En 1586 construye
la primera balanza hidrostática con la que calcular el empuje de los fluidos,
cuestión sobre la que Arquímedes había postulado el famoso principio que lleva
su nombre.
Obtiene una cátedra de Matemáticas en 1592 en la Universidad de Padua,
en donde permaneció hasta 1610. Aquí profundizó su interés por la Física,
especialmente en lo que se refiere a la caída de los cuerpos, la trayectoria
parabólica de los proyectiles y el movimiento de los péndulos. En esa época
Galileo escribe varios manuscritos que años después se recopilarían en un texto
denominado Las mecánicas de Galileo, en el que se incluyen algunos
pasajes esclarecedores; el primero que queremos resaltar es el que abre la obra
y define el concepto:
La ciencia de la mecánica es aquella disciplina que muestra las razones
y descubre las causas de los efectos milagrosos que vemos que se producen con
diversos instrumentos, como lo es mover y levantar pesos muy grandes con muy
poca fuerza.
A continuación describe la gravedad diciendo:
«Llamamos, por tanto, gravedad a la tendencia a moverse naturalmente
hacia abajo, la cual, en los cuerpos pesados, se descubre causada por la mayor
o menor abundancia de materia por la que estén constituidos».
Por último en este tratado, destacaremos cómo introduce el plano
inclinado:
No hay ninguna duda de que la constitución de la naturaleza acerca de
los movimientos de las cosas pesadas es tal que cualquier cuerpo que en sí
contenga gravedad tiene tendencia a moverse, si no se le impide, hacia el
centro; y no solamente por la línea recta perpendicular, sino incluso, cuando
no pueda hacerlo de otra manera, por cualquier otra línea que, teniendo alguna
inclinación hacia el centro, vaya poco a poco bajando.
En cuanto a las máquinas, Galileo se muestra crítico con aquellos que
ven rasgos mágicos a su movimiento, y dice: «Ninguna resistencia puede ser
superada por una fuerza que no sea más potente que ella; para superar una
resistencia dada se necesita emplear una fuerza más potente».
Ese es el milagro de las máquinas, emplear las fuerzas de la naturaleza
de tal manera que se obre el portento. Aquí podemos recordar la famosa frase de
Arquímedes: «Dadme un punto de apoyo y moveré el mundo». Como ejemplo de su
interés por este tema, es de destacar su invención de una máquina elevadora de
agua que utilizaba caballos como fuerza motriz, y que patentó en 1594.
En aquella época, Galileo no prestaba una especial atención por la
astronomía, más bien se decantaba por la teoría heliocéntrica copernicana
porque apoyaba su hipótesis acerca de que las mareas estaban provocadas por una
Tierra en movimiento, fenómeno que hasta entonces nadie había conseguido
explicar.
Pero en 1604 ocurre un fenómeno que reorienta el camino del sabio, la
aparición de una estrella nova en los cielos aviva su interés por la
astronomía, e intenta explicarla en varias conferencias criticando el modelo
aristotélico por su inconsistencia ante estos fenómenos, pero sin decantarse
firmemente, por entonces, por la solución copernicana, que comenta en varias
cartas con Kepler. En relación con el fenómeno observado, publica en 1605 Dialogo
de Cecco di Ronchitti in perpuosito de la stella nova.
En este momento entra en escena el alemán asentado en Holanda Hans
Lippershey (1570-1619), fabricante de lentes que inventa el telescopio en 1608.
Es cierto que algunos autores como Roger Bacon, por ejemplo, habían descrito
teóricamente el empleo de lentes interpuestas para conseguir grandes aumentos
de los objetos, pero no podemos hablar realmente de este artilugio hasta que
Lippershey lo diseña. También es cierto que la autoría del invento es una
controversia, pues varios coetáneos se lo adjudicaron; e incluso en los últimos
tiempos parece que hay un español entre ellos, el gerundense Juan Roget. Este
primer telescopio era, en cualquier caso, defectuoso, pues deformaba los
objetos y no permitía ver las imágenes verticales.
Galileo recibe noticias del invento y se apresura a diseñar y construir
uno él mismo, que presenta ante el Senado de Venecia en 1609. Aumenta la visión
casi el triple que el telescopio holandés y corrige los defectos que este
tenía. Pero no todo son parabienes, pues aunque casi en un año ha construido
más de sesenta tipos de telescopios, muchos de ellos son prácticamente
inútiles.
Con ellos, Galileo, incansable, comienza el escrutinio del firmamento.
Plasma sus primeras observaciones en su obra Sidereus nuncius ( El
mensajero de las estrellas) que publica en 1610. Utilizando un telescopio
de veinte aumentos describe la Luna y sus fases; y descubre que es un astro
imperfecto –no es completamente esférico–, y que tiene incluso altas montañas,
lo que iba en contra de la teoría aristotélica del impecable mundo
supralunar en el que las formas de todos los objetos contenidas en él
debían ser perfectas. En ese mismo libro comenta que algunas estrellas son en
realidad cúmulos de ellas, cuenta las que hay en la constelación de Orión, y
sobre todo descubre la existencia de satélites en Júpiter, los llamados satélites
galileanos que hoy conocemos con los nombres de Calixto, Europa,
Ganímedes e Ío. En su momento, los bautiza como astros mediciens en
honor a Cosme II de Medici (1590-1621), gran duque de Toscana, que fue su
alumno y en este momento su protector.
La observación telescópica permitía duplicar el número de estrellas
observables, pero sin que estas aumentasen su tamaño, lo que era una prueba
irrefutable de su grandísima distancia y, por lo tanto, de la imposibilidad de
percepción de su movimiento, si es que existía.
Las siguientes observaciones las realiza en Florencia, pues acepta allí
el puesto de primer matemático de la Universidad de Pisa, y es donde descubre
los anillos de Saturno que no contempla como tales –su telescopio no daba para
tanto– sino que los describe como unas deformaciones del entorno del planeta
que denomina asas.
Asimismo, en 1610 distingue que Venus tiene fases y las describe, lo que
le permite demostrar una vez más que este planeta gira en torno al Sol y no a
la Tierra, pero no lo publicará hasta 1623 en su obra Il saggiatore (El
ensayador).
Aunque las primeras referencias a manchas solares ya son referidas por
astrónomos chinos allá por el 28 a. C., el científico italiano enfoca hacia el
astro rey su telescopio y las redescubre. Publica su existencia en 1612
en Cartas sobre las manchas solares, y da otro golpe prácticamente
definitivo a la teoría aristotélica, pues con ello comprueba la mutabilidad del
Sol y su rotación sobre el eje.
En aquella época, Galileo aún conserva el apoyo de eminentes miembros de
la Iglesia, como el cardenal Maffeo Barberini (1568-1644), que se
posteriormente se convertiría en el papa Urbano VIII, así como el
reconocimiento de la veracidad de sus descubrimientos por parte del jesuita
cardenal Roberto Bellarmino. De hecho, se desplaza en 1611 a Roma para
presentar sus hallazgos en el Colegio Pontifical de Roma y en la conocida como
Academia de los Linces, en realidad la Academia de Ciencias,
fundada en 1603. Dicta conferencias sobre sus observaciones e incluso es
admitido como miembro de la citada academia.
Pero empiezan a aflorar las primeras críticas contra él y aquellos que
apoyan sus descubrimientos. Son los dominicos Tommaso Caccini y Niccolo Lorini
los primeros en censurarle. Caccini pronuncia un sermón en 1614, en Florencia,
en el que carga ferozmente contra los nuevos descubrimientos, y le perseguirá
durante toda su vida con sus testimonios, acusándole de hereje y contrario a
las Sagradas Escrituras. El segundo fraile, profesor de Historia Eclesiástica
en Florencia, directamente le denuncia ante la Inquisición.
El posicionamiento como católico de Galileo es incuestionable, lo
describe en una carta dirigida a su discípulo y amigo Benedetto Castelli en
1613, recogida en la obra Galileo, diálogos y cartas selectas, en
la que expone:
Las Sagradas Escrituras no pueden equivocarse, sólo pueden hacerlo
quienes las interpretan ateniéndose a un sentido literal; el sentido literal
hay que dejarlo exclusivamente a los asuntos que son de fe; para el resto de
cosas, que la experiencia sensible o las demostraciones necesarias hacen
evidente o verdadero, no debe acudirse a la Escritura para mostrar una posible
discordancia: como dos verdades no pueden contradecirse, quienes interpretan la
Escritura han de hallar, para estos asuntos que no son de fe, el verdadero
sentido de acuerdo con las conclusiones de la experiencia o de la razón; que
nadie comprometa, pues, a la Escritura con interpretaciones que puedan oponerse
a la ciencia; que quien acuda a ella se limite a cuestiones de fe.
A pesar de todo, Galileo es convocado por primera vez por el Santo
Oficio en 1616. Allí la teoría copernicana es censurada y atacada sin piedad, y
se la tacha de herética, absurda e insensata. Unas semanas después, la
Inquisición y el propio papa Pablo V ratifican la censura y le prohíben seguir
exponiendo sus descubrimientos basados en la teoría copernicana que, además, no
puede enseñar ni defender, si bien le comunican que no se le juzga ni se le
condena en esta ocasión.
De hecho, comienzan a prohibirse las obras que defienden la teoría
heliocéntrica; la Congregación del Índice, tras consultar con un grupo de especialistas del
Santo Oficio, incluye como tales el tratado de Copérnico Sobre las
revoluciones de las esferas celestes, un escrito del agustino español Diego
de Zúñiga, que interpretaba algún pasaje bíblico con visión copernicana, y un
opúsculo del carmelita italiano Paolo Foscarini, que defendía este sistema
alegando que no estaba en contra de las Sagradas Escrituras. Su argumentación
era que estos libros o cualquier otro que defendiese el heliocentrismo eran
falsos, pero curiosamente no los tacharon de heréticos. Por ello, una buena
parte de la comunidad católica siguió manteniendo y desarrollando la nueva
visión del universo.
Galileo muestra el empleo del telescopio al Dogo de Venecia, fresco de
Giuseppe Bertini realizada en 1858, que se encuentra en la Villa Ponti de
Varese, Italia.
Pero este proceso causa un fuerte impacto en Galileo, que reduce su
investigación astronómica, y pasa a ocuparse de otros temas científicos. Hasta
1618 no retoma con cuidado los temas celestes tras observar el paso de tres
cometas que le ratifican en la falsedad del concepto aristotélico de incorruptibilidad
celestial, lo que comenta en su libro Discurso sobre los cometas.
En 1621 recibe el honor de ser nombrado cónsul de la Academia
Florentina, mantiene algunos apoyos de círculos intelectuales y religiosos,
pero sobre todo conserva el del cardenal Barberini, que es elegido papa en 1622
bajo el nombre de Urbano VIII, y al que dedica Il saggiatore, obra
que como dijimos antes, publica en 1623.
En estos años también perfecciona el denominado occhiolino,
un microscopio compuesto por dos lentes, una convexa y otra cóncava, que había
fabricado por primera vez en 1609.
Viaja a Roma en 1624 y es recibido en varias ocasiones por el nuevo
papa, con quien departe amistosamente, pues sigue protegiéndole, aunque le
avisa de que no debe profundizar en cuestiones que pongan en entredicho las
doctrinas ni basarse solamente en hipótesis. En todo caso, le anima a que
prepare una obra en la que presente ambos sistemas, el aristotélico y el
copernicano, de manera imparcial.
Como consecuencia de ello, prepara el que sería su gran escrito,Dialogo
sopra i due massimi sistemi del mondo ( Diálogo sobre los dos
máximos sistemas del mundo) que concluirá en 1630. Entonces, Galileo
solicita la pertinente aprobación al maestro del Sagrado Palacio, el dominico
Niccolò Riccardi, miembro del Santo Oficio y consejero teológico del papa, que
ordena varios ajustes de la obra. Aunque, a pesar de que
Galileo los realiza, no acaba de otorgarle el necesario permiso, que el
científico no conseguiría hasta la intervención de su protector, el gran duque
de Toscana. Esta autorización para la publicación llegó en 1631, y el libro por
fin vería la luz en Florencia en 1632.
Galileo escribió la obra en italiano vulgar para conseguir una mejor
difusión, y no en el culto latín que hubiera reducido su comunicación sólo a
círculos más restringidos. El Diálogo está desarrollado como
una conversación a lo largo de cuatro días entre tres personajes: Filipo
Salviati, un florentino seguidor de Copérnico al que llaman el Académico y que
representa a Galileo; Giovanni Sagredo, un veneciano ilustrado que representa
la visión neutral, pues no toma partido en el asunto, y Simplicio, un vulgar
defensor de la física aristotélico-tolemaica. Los argumentos de Salviati se
basan principalmente en los descubrimientos de Galileo, que ya hemos comentado
antes: las fases de Venus y las manchas solares que echan abajo la inercia de
la Tierra y la inmovilidad solar, además de la existencia de las montañas
lunares o los satélites jovianos, que destruyen la inmutabilidad del
firmamento. Es cierto que el científico intentó apoyar también sus
descubrimientos con una teoría sobre las mareas, que aunque parecía correcta en
un principio, no era acertada como se comprobó años después. En la mención de
todas estas pruebas estriba el principal error cometido por Galileo, pues se le
autorizaba a exponer hipótesis o teorías, pero bajo ningún concepto a aportar
tales pruebas irrefutables a favor de las ideas copernicanas.
Por otra parte, el personaje de Simplicio esgrime en varios momentos los
mismos argumentos que habitualmente utilizaba el papa para defender la línea
tradicional astronómica, con lo que se le identificó con él, lo que constituía
una gran burla que le granjeó aún más enemistades, incluida la desaprobación
del propio Urbano VIII, que se sintió traicionado y mandó crear una comisión
que estudiase las acusaciones contra Galileo.
En consecuencia, el asunto llegó al Santo Oficio, que le reclamó para
que se presentase en Roma en octubre de 1632. Galileo, enfermo y cansado, no en
vano tiene sesenta y ocho años, retrasa con informes médicos su partida de
Florencia, pero es imposible echar marcha atrás, y el Santo Oficio le requiere
con empeño. Al fin llega a Roma en febrero de 1633 y se aloja en el palacio
Firenze, donde se hallaba la embajada toscana, por decisión del gran duque.
Allí espera dos meses hasta ser llamado ante el tribunal. Se le acusa de
desobedecer la orden dada en 1616 acerca del copernicanismo. Aunque el acusado
niega que en su obra se trate ese tema –cuestión bastante incoherente–, los
teólogos afirman lo contrario, y su calvario se alarga diecisiete días, con
amenazas constantes de torturas si no confiesa, lo que por fin reconoce,
declarando que el libro contiene fuertes argumentos en favor del
heliocentrismo. Se le condena a cadena perpetua, con la firma de siete de los
diez cardenales presentes, y se le conmina a abjurar de sus ideas, cosa que
hace inmediatamente, pues confía en obtener la clemencia del papa. El
testimonio se realiza ante la Congregación de Cardenales en el Convento de
Santa María sopra Minerva, y allí es donde, una vez firmada la declaración, la
tradición sitúa su famosa frase final, Eppur si muove (“Y, sin
embargo, se mueve”).
Ocurre lo esperado por el reo, y se le conmuta la pena por un arresto
domiciliario de por vida; además, se le prohíbe que en el futuro trate temas
relacionados con el movimiento de la Tierra, el Diálogo entra
en el Índex y se envía copia de la sentencia a los nuncios e inquisidores,
sobre todo al de Florencia, para que sea leída públicamente ante intelectuales
y científicos.
Después de todo este tormento psicológico, pues no hay ninguna prueba
que indique que hubiera tortura física, Galileo, con la salud deteriorada,
vuelve a su casa de Arcetri, en Florencia.
Allí sigue trabajando en matemáticas y otros temas de física,
escribiendo el que fuera su último libroDiscorsi e dimostrazioni
matematiche, intorno à due nuove scienze ( Discurso y
demostración matemática en torno a dos nuevas ciencias) que incluye los
tres mismos personajes que el libro anterior, en este caso discutiendo sobre
las bases de la mecánica y sobre resistencia de materiales. En él continúa sus
estudios sobre el movimiento, concretando dos de las tres leyes que lo rigen,
tanto cuando la velocidad es constante (uniforme), como cuando acelera
constantemente (uniformemente acelerado) que se aplica entre otros casos a la
caída libre de los cuerpos. La tercera, la ley de la inercia, ya incluida en el
anterior libro del Discurso, es especificada por Galileo así: «Un
cuerpo en estado de reposo permanece en él si la superficie sobre la que se
apoya es horizontal, y se mantendrá en el movimiento horizontal que lleve si no
hay causa de retraso o de aceleración».
Se publica en 1638, el mismo año en que Galileo pierde la visión y se
queda ciego. Entonces solicita que se le levante la condena y se le libere de
su arresto, petición que es denegada.
En su última contribución científica, en 1641, propone el uso de
péndulos en los mecanismos de los relojes. Su salud se quebranta gravemente y,
tras dos meses de enfermedad, muere en su villa en 1642, dejando atrás una vida
plena de descubrimientos, discursos, honores, disputas y sufrimientos, tras la
cual la ciencia ya no volvería a ser como antes. Se había dado el gran paso, y
en esta revolución la astronomía, entre todas las disciplinas, sería la mayor
beneficiada por los descubrimientos de uno de los mayores sabios que ha dado la
humanidad, el pisano Galileo Galilei.
En relación con esta terrible historia acerca del proceso a la ciencia y
el tenso debate entre la fe y la evidencia, cabe concluir subrayando que hacia
la primera mitad del siglo XVIII la posición de la Iglesia se hizo insostenible
ante la evidente teoría heliocéntrica, y por decisión del entonces papa
Benedicto XIV la obra de Galileo fue borrada del Índex de libros prohibidos,
concretamente en 1741, y posteriormente ocurriría lo mismo con el resto de los
tratados heliocéntricos. Ya en el siglo XX, en 1939, el papa Pío XII y en 1992
el papa Juan Pablo II –que ya había revocado públicamente la condena a Galileo
en 1983–, rindieron homenaje al sabio italiano en sendos discursos ante la
Academia Pontificia de las Ciencias.
§. La observación telescópica: el legado de Galileo
No es sólo Galileo quien dirige el telescopio al firmamento, sino que a
medida que se van conociendo las posibilidades de este instrumento los
científicos se precipitan a emplearlo para aumentar sus probabilidades de
desentrañar los misterios celestes.
Otro italiano, el siciliano Giovanni Battista Hodierna (1597-1660),
siguió los pasos del maestro. Cursó estudios de Matemáticas, Óptica y Botánica
y se ordenó sacerdote. Fue testigo telescópico de los cometas de 1618, gran
entusiasta de la labor de Galileo y estudió preferentemente el sistema solar.
Sus publicaciones no son muy conocidas, pues se circunscribieron a su
localidad y no tuvieron gran difusión. En todo caso, su libro Protei
caelestis vertigines sev. Saturni sistema, publicado en 1657, es el más
conocido, y en él describe y dibuja los anillos de Saturno con su forma anular.
También observó el movimiento de los satélites jovianos, las manchas solares y
los eclipses.
Es famoso por sus observaciones del espacio profundo, en el que
describió un total de cuarenta nebulosas, que pronosticó que estaban
constituidas por material estelar y que clasificó como luminosas (visibles
a simple vista), nebulosas (resueltas con telescopio) y ocultas (sin
resolver), lo que publicó en otra de sus obras De systemate orbis
cometici; deque admirandis characteribus coeli ( Sistemática
del mundo de los cometas y de los objetos admirables del cielo ).
Contemporáneo del anterior, entra en escena otro astrónomo polaco; se
trata de Jan Heweliusz (1611-1687), conocido por nosotros como Johannes
Hevelius, que se caracterizó por su gran agudeza visual que le permitía hacer
observaciones muy precisas. Hijo de comerciantes, estudió Derecho en la
Universidad de Leyden y, aunque ya desde la escuela mostró interés por la
astronomía, sus viajes por Europa, en donde contactó con varios astrónomos, le
decantaron manifiestamente hacia el estudio de estos conocimientos.
Aunque a su vuelta a Gdańsk, su ciudad natal, tuvo que dedicarse a los
negocios familiares, a partir de 1639, tras observar un eclipse de Sol, decidió
emplearse por completo en la observación celeste instalando dos años después un
observatorio en su misma residencia. El propio rey polaco Juan II Casimiro Vasa
le visitó y quedó tan admirado que le otorgó una dotación económica para
apoyarle en sus trabajos.
Comenzó realizando observaciones de las manchas solares, con lo que
consiguió determinar con mayor precisión el período de rotación del astro.
Posteriormente, en 1647 publicó su obra Selenographia, que contenía
una precisa cartografía lunar con sesenta dibujos cuidadosamente trazados, en
donde sugería la palabra mares para las zonas oscuras, y donde
además, examinaba el proceso de libración –movimientos de
oscilación del disco lunar– que sufre nuestro satélite.
Describió el paso de una buena cantidad de cometas –hasta ocho– incluido
el del cometa Halley en 1682, y publicó sus observaciones principales en dos
tratados, Cometicus prodomus en 1665, seguido por Cometographia en
1668. Sus ideas para el desplazamiento de estos cuerpos versaban en torno a
órbitas parabólicas alrededor del Sol.
En 1664 fue elegido miembro de la Royal Society británica –institución
privada fundada en 1660 equivalente a la Academia de Ciencias– y
posteriormente, en 1666, le ofrecieron la dirección del observatorio de París,
que rechazó.
Gracias a sus excelentes dotes visuales y a las mejoras que realizó en
los instrumentos tradicionales de observación que empleaba, fue capaz de
estudiar muchas estrellas, y preparó un inventario estelar de gran precisión,
con 1564 de ellas. De hecho, el astrónomo inglés Edmond Halley fue comisionado
por la Royal Society para comprobar su exactitud. Cargado con un sextante de
mira telescópica, le visitó y realizó observaciones que comparó con las de
Hevelius, que aunque utilizaba el telescopio con otros fines, ubicaba las
posiciones estelares sin su ayuda. Halley no fue capaz de demostrar que sus
medidas fuesen más rigurosas que las del científico polaco. Por desgracia, el
incendio provocado que sufrió su casa en 1679 destruyó una gran parte de sus
datos y el mismo observatorio, lo que impidió que el catálogo saliera a la luz
en vida de Hevelius. Prodomus astronomiae se publicó
póstumamente en 1690.
Pero el interés por emplear el telescopio siguió creciendo, y se
multiplicaron los científicos deseosos de conocer los misterios que encierra el
Cosmos. Especialmente notable en este campo fue el italiano –aunque
nacionalizado francés desde 1669– Giovanni Domenico Cassini (1625-1712), que se
educó con los jesuitas y posteriormente en la abadía de San Fructuoso. En 1944
comenzó sus indagaciones en el observatorio de Panzano, empleado por el marqués
Cornelio Malvasía, fascinado por cuestiones astrológicas, tema que en aquellos
años interesaba al joven Cassini. A los veinticinco años fue nombrado profesor
de Matemáticas y Astronomía en la Universidad de Bolonia gracias al apoyo de su
benefactor marqués.
Además de trabajar en hidráulica e ingeniería, durante más de quince
años observó detenidamente Júpiter y sus satélites, publicó una tabla con sus
datos de movimientos –efemérides– en la que incluyó sus eclipses, describió por
primera vez la Gran Mancha Roja y calculó el período de rotación del planeta.
También midió la duración de la rotación de Marte en 1666, y estudió sus
cambios estacionales.
En aquella época se pensaba que la luz tenía una velocidad infinita, y
aunque de sus observaciones dedujo que esta debía de ser finita, no fue capaz
de admitir sus propias conclusiones y rechazó este extremo.
En 1669 se trasladó a París invitado por el rey Luis XIV para formar
parte de la Academia de Ciencias, donde fue requerido para ser nombrado
director del observatorio astronómico de esa ciudad, en cuya construcción
participó y cuyo cargo desempeñó hasta su fallecimiento. Estudió Saturno con
gran perseverancia entre 1671 y 1684, y llegó a descubrir cuatro de sus
satélites, Japeto, Rhea, Tetis y Dione, que bautizó como estrellas de
Luis en honor al monarca francés. Aunque se le recuerda más por haber
descubierto en 1675 la separación de unos cuatro mil ochocientos kilómetros que
existe entre los anillos exterior e interior del planeta, y que lleva su
nombre, la División de Cassini.
En 1679 preparó un mapa tan detallado de la superficie lunar que se
siguió utilizando hasta la llegada de la técnica fotográfica astronómica.
Cuatro años después observó la denominada luz zodiacal, que
es una tenue banda de luz observable en el cielo nocturno en la zona de las
constelaciones del Zodiaco, causada por la dispersión de la luz solar a causa
de las partículas de polvo, y que es responsable de buena parte de la
luminosidad existente en las noches sin luna. También calculó que el eje de
rotación de la Tierra alrededor del Sol no estaba colocado perpendicularmente,
sino inclinado más de veintitrés grados respecto de la eclíptica.
Poco a poco, la salud del astrónomo se resintió, y como consecuencia de
los prolongados períodos de observación celeste durante tantos años, se quedó
ciego en 1711, y su hijo Jacques pasó a asumir sus responsabilidades en el
Observatorio de París.
Imagen de los anillos de Saturno donde se muestra la división existente
entre los anillos interior y exterior del planeta, descubierta por Giovanni
Cassini en 1675.
A pesar de todo, Cassini nunca fue un convencido heliocentrista, ni
aceptaba completamente las formas elípticas de Kepler para el giro planetario.
Es curioso, porque sus propios descubrimientos contribuyeron indudablemente a
confirmar estos extremos.
Una vez que el telescopio se había impuesto como el instrumento más
valioso para conseguir escrutar los objetos lejanos, el límite lo imponían las
lentes. Sólo su mejora podía permitir observar los objetos con más detalle o
aquellos cada vez más lejanos. Y aquí toma protagonismo el astrónomo holandés
Christian Huygens (1629-1695). De origen acomodado, no en vano su padre era
diplomático, cursó estudios en la Universidad de Leiden y en el Colegio Orange
de Breda, donde terminó Derecho y Matemáticas, disciplina esta última que
consiguió cautivarle, a lo que contribuyó la presencia habitual en su casa del
amigo de la familia René Descartes; este interés lo compartió también con la
astronomía y la física.
Ya desde muy pequeño, Huygens estaba fascinado con la observación del
firmamento, afición que compartía con su hermano, y llegó a trabajar el pulido
de lentes con gran dedicación con el objetivo de obtener mejores imágenes. De
hecho, junto con el filósofo Baruch Spinoza, que para ganarse la vida se había
convertido en pulidor de lentes, consiguió preparar un método con el que
conseguía acabados muy bien perfilados. En 1655 terminó de construir un
telescopio, que permitía aumentos cincuenta veces mayores que los de Galileo,
con el que observando Saturno fue capaz de discernir y describir claramente sus
anillos (ya percibidos por Galilei), así como el mayor de sus satélites, Titán.
En 1659 publicó sus conclusiones en su obra Systema saturnium,
donde también comentó sus observaciones de la nebulosa de Orión e indicó que en
su interior existían diminutas estrellas.
Mientras tanto, trabajaba también en el campo de las matemáticas,
principalmente en el de la teoría de las probabilidades.
Dado que las mediciones astronómicas precisaban observaciones ajustadas
en el tiempo, se dio cuenta de que debía mejorar los instrumentos para su
cronometraje, con lo que diseñó el primer reloj de péndulo, que incrementó
considerablemente la precisión de su medida.
Se desplazó a Londres en 1661 para entrar en contacto con los miembros
de la Royal Society, con quienes comenzó a reunirse de forma habitual para
intercambiar conocimientos, y llegó a ser nombrado miembro de ella dos años
después.
En 1666, Huygens regresó a París por invitación de Luis XIV con el fin
de que se incorporase a la Academia Francesa de Ciencias para liderarla. Allí
estrechó su amistad con el también matemático Gottfried Leibniz. Fueron años
difíciles para el científico por la guerra que por aquel entonces libraban
Francia y los Países Bajos. En 1672 volvió a La Haya, su ciudad natal, donde
siguió experimentando con los fenómenos luminosos, manifestándose a favor de
una velocidad finita para la luz.
Volvió a París en 1678 para publicar su obra más importante, Traité
de lumière, en donde argumentaba la naturaleza ondulatoria de la luz. En
ella explicaba de manera convincente los fenómenos de reflexión, refracción y
doble refracción de la luz.
En sus últimos años viajó incansablemente entre La Haya –donde siguió
construyendo telescopios cada vez más imponentes–, París y Londres, donde
departió con los científicos más importantes del momento, incluido Isaac
Newton, pero pese a la gran admiración que sentía por él fue incapaz de aceptar
sus conceptos sobre la naturaleza corpuscular de la luz, ni la ley de la
gravitación universal, que llegaría a convertirse en el pilar más importante de
la astronomía universal.
Huygens fue un gran artesano de la época telescópica, al mismo tiempo
que un importante teórico de conceptos matemáticos y, sobre todo, físicos
ligados a las fuerzas de rotación de los objetos y al desplazamiento de la luz.
En aquel momento, los conocimientos astronómicos se habían estancado de
nuevo, necesitaban una nueva base teórica que consiguiera explicar muchas de
las observaciones que los modernos aparatos proporcionaban. Había llegado el
momento de dar el salto cualitativo más importante de todos los tiempos, era el
turno de la revolución moderna del conocimiento astronómico, de uno de los
mayores, sino el mayor, científico de todas las épocas, Isaac Newton.
§. Las leyes de la dinámica celeste: Newton
La revolución científica alcanza su cénit con la incursión en la
historia del inglés Isaac Newton (1643-1727), al que podemos considerar lo que
antiguamente se denominaba hombre renacentista, pues sus
conocimientos e intereses se extendieron a muchas de las ramas del saber: fue
físico, matemático, astrónomo, filósofo, inventor e incluso practicó la
alquimia.
Hijo de familia humilde, cursó sus estudios primarios en The King’s
School en Grantham, situado a unos trece kilómetros de la casa familiar en
Woolsthorpe (Lincolnshire), donde además de comenzar a mostrar su difícil
carácter –pues tuvo diferentes incidentes con sus compañeros– se reveló por su
gran habilidad para construir objetos mecánicos y raros inventos, como un
molinillo de viento impulsado por un ratón.
En 1661 ingresó en el Trinity College de Cambridge, aunque no solía
asistir a clases, sino que estudiaba de manera autodidacta filosofía,
geometría, aritmética, óptica y comenzaba a interesarse por la química.
Asimismo, profundizaba en las obras de los eruditos más destacados: Galileo,
Kepler, René Descartes, John Wallis, Pierre de Fermat y Christiaan Huygens,
entre otros. Se graduó en 1665.
Es entonces cuando la epidemia de peste le obliga a retirarse a la casa
familiar, donde trabaja incansablemente en sus cálculos teóricos; en esta época
postula el teorema del binomio, descubre los principios de la gravitación –que
guarda en secreto– y analiza la física de los colores de la luz.
En 1667 es contratado por el Trinity College como profesor, y en 1669
alcanza la Cátedra Lucasiana de Matemáticas de la Universidad de Cambridge, que
siempre gozó de muy alto prestigio y entre sus célebres ocupantes podemos
destacar por ejemplo, a un científico actual, Stephen Hawking.
En estos años profundiza en el estudio de la luz, demostrando que la
blanca está formada por una gama de colores superpuestos (rojo, anaranjado,
amarillo, verde, azul, añil y violeta), separables por la acción de prismas
ópticos. Como consecuencia, perfecciona el telescopio reflector, que utiliza
espejos en lugar de lentes para enfocar mejor la luz y así visualizar de forma
óptima las imágenes evitando la aberración cromática que las degrada al
dispersarla en sus colores constituyentes. Este telescopio se conoce hoy en día
como telescopio newtoniano. Es en 1704 cuando publica el conjunto de sus
trabajos en su obra Opticks, en donde incluye su teoría sobre la
naturaleza corpuscular de la luz en contra de las teorías de Huygens y Robert
Hooke, que la suponen ondulatoria. Hoy en día se acepta la naturaleza
dual onda-corpúsculo de la luz.
Newton era reacio a publicar sus descubrimientos y comenzó a mantener
una correspondencia intensa acerca de sus teorías y descubrimientos con
miembros de la Royal Society, y como resultado de ello algunos le criticaron
agriamente y, en cambio, otros le animaron con grandes elogios.
En 1687 publicó su obra maestraPhilosophiae naturalis principia
mathematica ( Principios matemáticos en la filosofía natural),
en la cual recoge y culmina sus estudios acerca de los principios físicos y
astronómicos sobre la base de la geometría. En este libro se encuentran entre
otros conceptos, las tres leyes de la dinámica, de alguna manera sugeridas por
Galileo, en las que relaciona movimientos y fuerzas asociadas:
· La primera ley, o de la inercia, dice: «Todo cuerpo sobre el que no
actúa ninguna fuerza, si está en reposo permanece en él, y si está en
movimiento, este tendrá velocidad constante».
· La segunda ley, o fundamental, afirma: «Las fuerzas son proporcionales a
las aceleraciones que producen en los cuerpos».
· Y la tercera ley, o de acción y reacción, se explicita a su vez así:
«Todo cuerpo sometido a una fuerza (acción) experimenta otra igual, en la misma
dirección y de sentido contrario (reacción)».
Pero aun siendo básicos estos principios, la parte revolucionaria de
esta obra y la imprescindible para entender el movimiento de los objetos
celestes es la ley de la gravitación universal, que determina: «Cualquier
cuerpo ejerce una fuerza sobre otro proporcional al producto de sus masas
interactuantes e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que las
separa».
Portada del libro Philosophiae naturalis principia mathematica, publicado
por Isaac Newton en 1687, donde expone sus estudios sobre algunos de los
fundamentos básicos de la física y de la astronomía, especialmente lo referido
a la ley de la gravitación universal.
Esta ley explica completamente las leyes de Kepler y es capaz de
concretar el movimiento de cualquier astro en el firmamento. Como consecuencia,
permite calcular también las masas del Sol, de la Tierra –demostrando que es un
esferoide aplanado– y de los planetas con sus satélites, así como el movimiento
de los cometas, e incluso consigue establecer la teoría de las mareas.
En los últimos años de su vida fue elegido miembro del Parlamento y se
dedicó al estudio de los movimientos de los fluidos. Dejó su puesto de profesor
en 1696 para ser nombrado director de la Casa de la Moneda, y propuso emplear
el patrón oro por primera vez. Abandonó entonces toda
actividad científica para sumergirse en los estudios teológicos. En 1703
también fue nombrado presidente de la Royal Society, cargo que desempeñó hasta
su muerte. Y en 1705 la reina Ana Estuardo le nombró sir.
Fue un hombre muy respetado y recibió muchos honores, de hecho se le
enterró en la abadía de Westminster junto a los grandes hombres de Inglaterra;
como sabio fue excepcional, y no en vano se puede afirmar que la física y la
astronomía alcanzan por fin la base matemática adecuada que les permite entrar
en su edad moderna, en donde ya se trabaja con la certeza que da el
conocimiento exacto de cómo y por qué son los movimientos de los objetos del
cosmos, de tal manera que por fin se ha alcanzado el entendimiento de la
mecánica celeste.
Después de dos siglos de continuos avances y descubrimientos
sorprendentes, no exentos de controversias religiosas con la Iglesia católica y
sobre el papel del ser humano en la creación, la razón se impone, y la
revolución científica que comienza con Copérnico culmina de manera
extraordinaria con la magna obra de Newton.
Capítulo 4
Astronomía moderna
Contenido:
§. La luz nos informa del pasado del universo
§. El movimiento de los cometas
§. Catalogando las estrellas
§. Las matemáticas dinamizan los cuerpos celestes
§. Surgen nuevas técnicas instrumentales
§. ¿Qué sabemos hasta ahora?: estrellas, planetas, satélites, asteroides…?
Por fin todo había cambiado; desde Newton la astronomía había conseguido
la mayoría de edad y ocupado el lugar que le correspondía
dentro del amplio abanico de las ciencias, abandonando su dependencia del
esoterismo al que la había relegado la astrología. Por fin era posible predecir
con exactitud el comportamiento de los objetos celestes, sus movimientos
armoniosos en el espacio, sus dependencias e interrelaciones. Por fin podíamos
observar más allá de lo permitido por la simple visión ocular para escrutar el
firmamento como nunca antes había sido posible, donde los nuevos instrumentos nos
permitían alcanzarlo y, lo que es más importante aún, proporcionaban a los
científicos la posibilidad de seguir preguntándose cómo son esos objetos
celestes y qué hay más allá. El avance de la astronomía tenía ya los motores
preparados, la curiosidad los alimentaba, ya sólo se precisaba dejar
transcurrir el tiempo para que los descubrimientos fueran encadenándose unos
con otros.
Estamos ya acabando el siglo XVII, y la corriente intelectual conocida
como Ilustración comenzará poco a poco a iluminar la mayor parte de los
rincones del viejo continente. En realidad, hay que buscar los orígenes de este
movimiento en el Renacimiento y en su evolución con el racionalismo y el
empirismo ligados a él. Los teóricos y los investigadores unen sus esfuerzos en
el campo de la razón, el progreso y el estudio de la Naturaleza, que son
considerados los pilares básicos de este movimiento.
Es el siglo XVIII, el que ya conocemos como Siglo de las Luces, el que
recibe todo el empuje de personalidades tan influyentes como Charles Louis de
Secondat barón de Montesquieu, Voltaire, Jean-Jacques Rousseau, Denis Diderot,
Jean le Rond D’Alembert, Adam Smith, Benjamin Franklin o Emmanuel Kant, que
contribuyeron sin duda a facilitar la evolución de la sociedad hacia nuevos
propósitos que buscaban superar la, hasta entonces, unión de la religión, las
supersticiones o el fanatismo de todo aquello que se pudiera demostrar, de todo
aquello que fuera evidente, para permitir el progreso imparable de la ciencia.
Y todas estas aportaciones darán frutos cuya trascendencia se extenderá
a lo largo de un período de cambios en la vida y en el conocimiento, cambios
que conducirán a una época de revoluciones de todo tipo: industrial,
científica, política, social, económica, filosófica…, que en definitiva
diseñará lo que resultó ser el siglo XIX.
Estamos ante una etapa apasionante, son más de dos siglos que han
influido de manera trascendente en el pensamiento actual. Este es el período
que vamos a incluir en este capítulo, en el que estudiaremos y analizaremos los
principales acontecimientos y descubrimientos que marcan lo que se designa como
astronomía moderna.
§. La luz nos informa del pasado del universo
Desde tiempos inmemoriales la luz constituía algo mágico e insondable.
Proporcionaba calor y separaba las tinieblas de la noche de la claridad del
día. Asimismo, iluminaba el firmamento nocturno con pequeños puntos, al parecer
inmóviles, en la cúpula estelar. El Sol era responsable de su existencia, y
como hemos comentado ya, en muchas culturas lo adoraban por ello.
Aunque los antiguos griegos ya discutían el problema de la luz, sólo lo
hacían bajo premisas filosóficas. Es preciso esperar al siglo X, cuando el
científico árabe nacido en Basora, Alhazen (965-1040), experimenta con la luz y
sus propiedades. Trabaja con lentes, y en sus escritos describe y analiza por
primera vez los fenómenos de reflexión y refracción de la luz. Asimismo,
defiende que la luz proviene del Sol, y que los objetos se pueden ver porque,
al reflejarla, su imagen alcanza el ojo.
Hasta seiscientos años más tarde no se retoman los estudios sobre la
luz, indagando acerca de su naturaleza y velocidad. En relación con su
naturaleza ya hemos comentado en el capítulo anterior las hipótesis de Huygens
y de Newton, ondulatoria y corpuscular, respectivamente. Pero el problema de la
velocidad permanecía intocable. ¿Su velocidad era medible, como afirmaban unos,
o era infinita, como aseveraban otros? Ya Galileo intentó comprobarlo en 1638
colocando dos hombres con sendas linternas en dos montes bastante separados que
debían responderse al ver la luz del otro, midiendo el tiempo transcurrido. El
experimento no resultó porque, como hoy sabemos, era imposible medir
diferencias temporales tan pequeñas.
Fue en 1676 cuando el danés Ole Rømer (1644-1710) lo consiguió por
primera vez. Estudió Astronomía en la Universidad de Copenhague y trabajó con
el astrónomo Jean Picard, que le animó a trasladarse a París, donde consiguió
ingresar en la recién creada Academia de Ciencias. Trabajó en el Observatorio
de París junto con Cassini observando las lunas de Júpiter. Cassini mantenía la
hipótesis de la velocidad infinita de la luz, mientras que Rømer pensaba que
era mensurable. Precisamente, observando los eclipses de su satélite, comprobó
que su luz, al entrar o salir de la sombra del planeta, tardaba menos tiempo en
llegar a la Tierra cuando este se encontraba cerca de Júpiter que cuando se
hallaba más alejado. Además, fue capaz de medir su velocidad, cuyo valor fijó
en 225 000 kilómetros por segundo en su artículo «Démonstration touchant le
mouvement de la lumière», publicado en el Journal des Sçavans.
Rømer volvió a Copenhague, donde trabajó como profesor de Astronomía en
la universidad y obtuvo el cargo de astrónomo real. Inventó un instrumento
denominado micrómetro para observar los eclipses con más
facilidad, y determinó la posición de más de mil estrellas desde el
observatorio de dicha ciudad, que fue destruido en un incendio en 1728, y en el
que se perdió la mayor parte de sus trabajos científicos.
Pero el verdadero valor de la velocidad de la luz no había sido
encontrado, pues el hallado por Rømer era alrededor de un veinticinco por
ciento menor. El astrónomo inglés James Bradley (1693-1762) acercaría mucho más
el dato a la realidad. Estudió Teología en el Balliol College de Oxford y se
ordenó sacerdote en 1719, pero al mismo tiempo desarrolló un gran interés por
el estudio del cosmos, animado por su tío el astrónomo James Pound. Fruto de
ello, conseguiría en 1721 el puesto de profesor de dicha ciencia en la
Universidad de Oxford. Fue amigo del también astrónomo Samuel Molyneux, con
quien colaboró en el observatorio que tenía en su mansión en Kew Green
(Londres). Allí Bradley realizó muchas observaciones con las que intentaba
medir a través del método del paralaje las distancias de las estrellas
cercanas; en sus ensayos se percató de que al moverse la Tierra, la luz de la
estrella observada no llegaba en vertical al telescopio, sino que era preciso
modificar su posición inclinándolo en la dirección del movimiento, tal y como
si la estrella hubiera modificado levemente su posición en el espacio, fenómeno
que se conoce como aberración de la luz, que sólo es posible si la
luz tiene un valor finito, como había avanzado Rømer. Se sirvió de él para
calcular la velocidad lumínica, que fijó en 283 000 km/s, ya sólo poco más del
cinco por ciento menor que el valor real. La Royal Society presentó sus conclusiones
en 1729 y con ello se zanjaba la cuestión de que la luz tuviera un valor
incalculable.
Posteriormente, los científicos fueron desarrollando diversos
experimentos para ajustar mejor el valor de la medida de la velocidad de la
luz, que en la actualidad se toma como 299 792,458 km/s, que para facilitar los
cálculos suele aproximarse a 300 000 km/s.
Esta circunstancia provoca que la llegada de la luz desde el punto de
origen a nuestros ojos no sea instantánea, sino que transcurra un tiempo
determinado desde su origen hasta el destino. Así, la luz del Sol, que está a
unos 149,6 millones de kilómetros aproximadamente, tarda en llegar a nosotros
unos ocho minutos y treinta segundos; es decir, vemos el Sol como era hace ese
tiempo. Lo mismo se puede inferir de la luz de las restantes estrellas; por
ejemplo, la estrella más cercana, Próxima Centauri, se encuentra a 39 924 272
160 000 km, y su luz tarda en llegar a nosotros 4,22 años, con lo que cuando la
apreciamos en el firmamento estamos viendo cómo era esa estrella hace 4,22
años. La consecuencia más inmediata es que al ver una estrella estamos viendo su
pasado; es decir, al ver las estrellas más y más distantes, que ni siquiera
sabemos si existen ahora, podemos afirmar que en ellas estamos viendo el pasado
del universo.
Dadas las grandes distancias a las que se encuentran las estrellas –como
se puede apreciar al considerar la de la más cercana–, no es práctico medirlas
en kilómetros, así que la medida más habitual utilizada es la del año luz; es
decir, la distancia que la luz recorre en un año. Por ejemplo, la estrella
Sirio, de la constelación del Can Mayor, está a 8,6 años luz; Aldebarán, de la
constelación de Tauro, a unos sesenta y cinco años luz,; la estrella polar, de
la constelación de la Osa Menor, está a unos 431 años luz; Betelgeuse, en la
constelación de Orión, está entre unos seiscientos cincuenta y ochocientos años
luz, S Casiopea, de la constelación del mismo nombre, está entre 1430 y 2770
años luz, hasta llegar a la estrella más lejana que se ha podido apreciar y que
está –estaba– a más de trece mil millones de años luz de nosotros.
§. El movimiento de los cometas
Aunque hemos comentado en capítulos anteriores que desde la Antigüedad
ya existen referencias documentadas del paso de cuerpos celestes que atraviesan
el firmamento dejando un rastro en forma de cola visible desde la Tierra, hasta
que Edmund Halley (1656-1742) no procedió a su estudio y documentación no se
incluyeron formalmente en el campo astronómico con el nombre de cometas.
Este científico inglés de familia acomodada se interesó desde muy joven
por las matemáticas y la astronomía, y se trasladó en 1676 a la isla de Santa
Helena, situada en el sur del océano Atlántico, con el fin de observar las
estrellas del firmamento austral, y como consecuencia de ello publicó en 1679
el Catalogus stellarun australium, donde se indicaba la posición de
341 estrellas.
Gran amigo de Newton, no en vano le costea la publicación de su
libro Philosophiae naturalis principia mathematica, utiliza su ley
de la gravitación universal para calcular la órbita de los cometas, pues
propugna que describen órbitas elípticas de gran excentricidad alrededor del
Sol, por lo que repiten su paso por las proximidades de la Tierra con
periodicidad. Observa en 1682 el paso de uno de ellos, y mediante cálculos
acertados pronostica, en 1705, su vuelta en 1758. Este cometa, que es el ya
observado por Reggiomontano en 1466 y por Kepler en 1607, como hemos visto en
capítulos anteriores, tiene un período de alrededor de setenta y seis años
según los cálculos de Halley. La comprobación del paso de este cuerpo celeste
en la fecha prevista por el científico confirmó la validez del análisis, y en
honor a él –que había fallecido dieciséis años antes– se le bautizó como cometa
Halley. La última vez que nos acompañó, seguramente muchos lectores lo
recordarán, fue en 1986.
Los cometas forman parte de nuestro sistema solar y están compuestos por
agua, dióxido de carbono –hielo seco–, amoniaco y metano, todos en estado
sólido debido al frío del espacio interestelar, además de algunos metales y
silicatos. Se especula con que también pueden contener materia orgánica
precursora de la vida, por lo que el posible impacto de los cometas sería el
responsable de su origen en nuestro planeta.
En su viaje orbital, al acercarse al Sol los cometas van calentándose,
de manera que sus componentes pasan al estado gaseoso desprendiéndose de ellos
y mostrando esa formación de cola, compuesta por lo general de polvo y gas, que
tanto los caracteriza. Lógicamente, esto produce, vuelta tras vuelta, el
progresivo desgaste del material cometario, con lo que el astro va reduciendo
su tamaño hasta la desaparición. Cuando la Tierra atraviesa la cola de un
cometa –que puede tener varios millones de kilómetros de longitud– sus
fragmentos chocan con la atmósfera y arden, provocando la aparición de pequeños
puntos luminosos, son estrellas fugaces.
Los cometas provienen de dos lugares, la nube de Oort y el cinturón de
Kuiper. El primero corresponde a una zona de aglomeración de cometas y
asteroides situada a un año luz de la Tierra, en los confines del sistema
solar. Su existencia fue postulada por el astrónomo holandés Jan Oort
(1900-1992) en 1950. No ha sido observada directamente, aunque los astrónomos
estiman que podría contener entre uno y cien billones de cometas de los
denominados de período largo, aunque hay excepciones, como el cometa Halley, de
corto período, que proviene de este lugar. El cinturón de Kuiper se considera
la fuente de los cometas de período corto y está situado fuera de la órbita de
Plutón. Su nombre se debe al astrónomo estadounidense de origen holandés Gerard
Kuiper (1905-1973), que sugirió su existencia en 1960, comprobada después en
1991. Su origen está en los deshechos restantes de la formación del sistema
solar. Algunos de los objetos que contiene –además de los cometas– son de un
tamaño que rivaliza con el del propio Plutón.
El tamaño de los cometas oscila entre los menores valores inferiores a
1,5 kilómetros (cometa aquino), pasando por rangos pequeño,
mediano, grande o gigante, hasta llegar al de tipo goliat de
más de cincuenta kilómetros de diámetro. Los cometas pueden mantener su
existencia incluso hasta cien años, aunque hay unos pocos aún más longevos.
Imagen simulada de la nube de Oort, que engloba todo el sistema solar, en
cuyo interior, y rodeando nuestro sistema, se halla el cinturón de Kuiper,
fuera de la órbita de Plutón.
Algunos cometas famosos, además del Halley, son el gran cometa observado
en 1577 por Tycho Brahe durante setenta y cuatro días; el gran cometa de 1744,
muy luminoso y con la peculiaridad de mostrar seis colas; el gran cometa de
1811, cuya visión duró casi nueve meses, y el cometa Borrelly, descubierto en
1904 y que a su vuelta a las cercanías de la Tierra, en 2001, fue seguido y
fotografiado de cerca por la nave Deep Space 1.
A finales de 1865 Ernst Tempel, y a principios de 1866 Horace Parnell
Tuttle descubrieron el paso de un cometa, el Tempel-Tuttle, con un ciclo de
treinta y tres años, cuya más importante peculiaridad es que la Tierra, una vez
al año, atraviesa los restos dejados por su cola, lo que provoca una singular
lluvia de estrellas cuando estos desechos entran en la atmósfera como meteoros
a una velocidad de aproximadamente setenta y dos kilómetros por segundo y arden
por la fricción. Allá por 1832 los científicos pensaban que las estrellas
fugaces provenían de la constelación de Leo, y por ello bautizaron al fenómeno
como Leónidas; ocurre entre el 15 y el 21 de noviembre cada año.
Pero en los últimos años han aparecido otros cometas que merecen un
comentario más detallado: el cometa Shoemaker-Levy 9, descubierto en 1993, cuya
peculiaridad más sobresaliente fue que era el único cometa conocido que
orbitaba en torno a un planeta –Júpiter– en lugar de en torno al Sol.
Posiblemente fue capturado por el planeta en una de sus trayectorias, a
mediados de los años sesenta. Se trataba de un cometa de núcleos múltiples, con
un período orbital de unos dos años. Los astrónomos se percataron de que la
órbita que mantenía era tan cercana al planeta que las fuerzas de marea
jovianas acabarían por despedazarlo atrayéndolo hacia su atmósfera. El
telescopio espacial Hubble descubrió su fragmentación, que llegó a ser de hasta
once pedazos mayores –entre 2,5 y 4,3 kilómetros– y otros tantos menores. Entre
el 16 y el 24 de julio de 1994 impactaron con Júpiter a una velocidad de unos
sesenta kilómetros por segundo; se generó primero un fogonazo, seguido de un
destello, una bola de fuego y, por fin, una mancha oscura que duró varios meses
en el caso de los cuerpos mayores. Los estudios de los átomos y las moléculas
detectados tras la colisión sirvieron a los científicos para desentrañar un
poco más la peculiar atmósfera del planeta. Como curiosidad, podemos asegurar
que de haber chocado este cometa con la Tierra, no estaríamos aquí ahora; la
extinción de la raza humana sería un hecho.
Otro de los cometas destacados en los últimos tiempos fue el denominado
Hyakutake de 1996, descubierto por el astrónomo japonés aficionado que le dio
su nombre. Se trataba de un cometa pequeño, de unos dos kilómetros, de período
largo, que volverá por nuestras proximidades dentro de unos 72 000 años. Su
peculiaridad principal radicaba en la cercanía de su distancia con la Tierra,
unos quince millones de kilómetros, y en su coloración azul verdosa, resultado
de las emisiones de carbono diatómico. Casualmente, la sonda Ulysses (lanzada
en 1990 por el transbordador espacial Discovery para estudiar
el Sol) atravesó su cola, lo que permitió determinar su longitud, que se estimó
en quinientos setenta millones de kilómetros, el doble de la más larga conocida
hasta entonces.
También es preciso resaltar el gran cometa Hale-Boop, de 1997, observado
durante dieciocho meses; su tamaño de cincuenta kilómetros, su gran luminosidad
y sus dos colas, una de ellas azul, lo hicieron especialmente atractivo. En él
se detectaron, además de los componentes habituales, sodio, deuterio y
diferente material orgánico. Este cometa volverá dentro de unos 2380 años.
Los cometas han tenido mucha repercusión en la historia de la
observación celeste, pues desde la Antigüedad, estos objetos se han considerado
como presagios de acontecimientos excepcionales. Se relata que el paso de un
cometa en el 44 a. C., poco después de la muerte de Julio César, fue tomado por
algunos como morada de su alma. Asimismo, el tapiz de Bayeux que relata la
conquista de Inglaterra por los normandos y conmemora la batalla de Hastings
(1066), incorpora un cometa como símbolo asociado al suceso; se trata del
cometa Halley, que pasó en 1074, un año después de iniciado el bordado de la
pieza. También es conocida la influencia de un cometa en 1517, observado por el
emperador mexica Moctezuma, en la fácil victoria de Hernán Cortés y su entrada
triunfal en Tenochtitlán dos años después.
Pero el mito cometario que ha tenido más influencia en la cultura
occidental es sin duda el que lo relaciona con la estrella de Belén. El origen
de esta asociación proviene de la pintura de Giotto Adoración de los
Reyes Magos de 1304, en la que incorpora el paso del cometa Halley en
1301, identificándolo con la estrella. Esta idea, que aunque parece que ya
existía tradicionalmente entre las gentes, se transmitió y ha llegado hasta
nuestros días. Así que parece adecuado intentar concretar ahora lo que se conoce
hoy en día acerca de este asunto. En primer lugar, sabemos que no pudo ser el
cometa Halley, puesto que en aquella época fue visible en el firmamento en el
año 11 d. C. Como bien sabemos, la fecha del nacimiento de Jesús es un tema
todavía controvertido y sin resolver; bien es cierto que debió de ocurrir antes
del año 4 a. C., pues es de entonces de cuando está recogida documentalmente la
muerte de Herodes I el Grande, gobernador de Judea y uno de los protagonistas
en la historia de los reyes magos. Y como también es sabido, el emperador
Augusto ordenó que entre los años 8 y 6 a. C. se hiciera un censo de la
población del Imperio, que probablemente es el motivo que obliga a María y José
a desplazarse a Belén, tal y como relatan las Sagradas Escrituras. El error
temporal que observamos en las fechas que narran acontecimientos cercanos al
nacimiento de Jesús y que los datan varios años antes proviene del astrónomo
Dionisio el Exiguo, al que el papa Juan I encargó, en el año 525, preparar un
calendario en el que el nacimiento de Jesús marcase el comienzo de la era
cristiana. Dionisio, que lo diseñó a partir de los reinados de los emperadores
romanos, olvidó incorporar los 4 años que César Augusto había mandado con el
nombre de Octavio, así como el año cero, puesto que ese número no fue
introducido en Europa hasta entrado el primer milenio, transmitido por los
árabes. Así que el nacimiento de Jesús quedaría enclavado entre el 5 y el 6 a.
C., por lo que es preciso analizar los acontecimientos astronómicos ocurridos
en fechas anteriores pero cercanas, que indujeran a tres sacerdotes
zoroástricos procedentes de Persia, estudiosos de la astrología, a realizar el
largo viaje –de unos mil kilómetros– desde sus tierras hasta Judea.
En 1304, el artista italiano Giotto como fondo de su obra Adoración de los
Reyes Magos recrea la estrella de Belén identificándola con el cometa Halley
que pasó por las cercanías de la Tierra en 1301.
En el año 7 a. C. se produjo una triple conjunción de los planetas
Júpiter y Saturno en los meses de mayo, septiembre y diciembre, algo muy poco
habitual, lo que pudo inducir a los tres astrólogos a suponer que algún
importante acontecimiento estaba por llegar; en el año 6 a. C. tiene lugar un
posicionamiento planetario entre Marte, Júpiter y Saturno en la constelación de
Piscis –habitualmente asociada al mundo judío–, lo que les podría haber
inducido a considerar que el evento se produciría en esas tierras; y por
último, se tienen noticias, documentadas por astrónomos chinos, de la aparición
de una estrella nova en el firmamento en el año 5 a. C., suceso que por lo
extraño, pudo ser definitivo a la hora de animar a los tres Reyes a
iniciar su viaje hacia Judea. El resto es conocido; al llegar allí, lo dicen
las Sagradas Escrituras, se dirigen a entrevistarse con la máxima autoridad, el
gobernador Herodes, que es quien podía tener información acerca del magno
acontecimiento –fuera cual fuese–, y son sus sacerdotes quienes,
recabando información de los textos bíblicos, hallan que en el libro del
profeta Miqueas, escrito entre el 735 y 700 a. C. se dice: «Y tú, Belén, tierra
de Judá, no eres ni mucho menos la última de las ciudades de Judá; pues de ti
saldrá un jefe que será pastor de mi pueblo, Israel». Y con esta información
parten hacia Belén. Por ello, en la actualidad, los estudiosos del tema no
consideran que hubiera una estrella que los guiase, sino una serie de
acontecimientos astronómicos muy poco corrientes que los orientaron en sus
decisiones y les impulsaron a realizar su peregrinaje.
§. Catalogando las estrellas
Una vez que los telescopios fueron perfeccionándose, los científicos
descubrieron más y más cuerpos celestes en su intento de desentrañar los
misterios del cosmos. Pero, como se sabe, la simple enumeración de objetos no
tiene ningún valor, pues ni ayuda a su análisis, ni sirve para su estudio; es
preciso ordenarlos, catalogarlos.
Fue Charles Messier (1730-1817) el astrónomo francés, quien nos legó el
primer catálogo de objetos del espacio profundo, el Catálogo Messier, publicado
con varios suplementos entre 1774 y 1781, que contenía ciento tres de estos
entre nebulosas, cúmulos estelares y galaxias, descubiertos por él o
referenciados por otros astrónomos; posteriormente, los investigadores
ampliaron la lista hasta ciento diez. Hoy en día, todavía se utiliza para
designar a algunos de ellos.
Su orientación profesional como astrónomo le vino por su vinculación
como escribiente desde los veinte años en el Observatorio de París. Allí
estudió astronomía con su director, Joseph Nicholas de l’lsle, y pronto se
convirtió en su ayudante y se especializó en la detección de cometas, actividad
que por entonces era de mucha actualidad por los estudios del astrónomo Halley,
como hemos comentado antes. Precisamente fue Messier quien avistó el cometa
Halley a su vuelta por las cercanías terrestres en 1759.
Curiosamente, las observaciones de Messier de los objetos fijos del
espacio profundo surgieron en su intento de descubrir mejor los cometas
errantes, pues así podría distinguirlos fácilmente de ellos. Es así como en
1758 contempla el que sería primer objeto de su catálogo, el M1, que hoy
conocemos como la nebulosa del Cangrejo, y que es el resto de la explosión de
una supernova.
Objeto M1 del Catálogo Messier, la nebulosa del Cangrejo, situada a unos
seis mil trescientos años luz en la constelación de Tauro, formada por la
explosión de una estrella en forma de supernova en 1054, que fue visible a
simple vista en la bóveda celeste durante veintidós meses.
Posteriormente, en 1764, Messier, observando la constelación de
Andrómeda, advierte que la pequeña nube que referenció el astrónomo persa
Azophi, del que ya hablamos anteriormente, en realidad parece ser una nebulosa,
que denomina M31, y que en 1925 Edwin Hubble redefine como la galaxia de
Andrómeda. Hasta ese momento, casi todos los objetos incluidos en la lista eran
cúmulos de estrellas. En el mismo año incluye en su lista el objeto M33, la
galaxia del Triángulo.
En 1769 incorpora a su catálogo el objeto M45, en la constelación de
Tauro; se trata de Las Pléyades, un grupo de estrellas jóvenes (de unos cien
millones de años) situadas a unos cuatrocientos cincuenta años luz de la
Tierra. Este grupo estelar era conocido desde la Antigüedad, pues se encuentra
descrito tanto en el Mahábharata, como en la Odisea y
la Ilíada, y en la Biblia. Los calendarios maya e inca las tomaban
como referencia de su ciclo anual.
Las nebulosas más importantes que agrega son la del Águila (M16), la
Trífida (M20), la de Orión (M42), y la del Anillo (M57).
Desde el objeto M81 en adelante, referencia casi en su totalidad
galaxias, algunas de las cuales tienen nombre propio, como la galaxia del
Cigarro, la galaxia del Molinete, o la galaxia del Sombrero, todas ellas
relacionadas con su forma apreciada.
Otro de los grandes descubridores de objetos estelares fue un
contemporáneo de Messier, el astrónomo alemán William Herschel (1738-1822), que
empezó estudiando música influido por sus padres y se incorporó a la banda del
Regimiento de Guardias de Infantería y participó en la guerra de los Siete Años
(1756-1763), tras la cual decidió establecerse en Inglaterra. Allí se convirtió
en profesor de música, primero, y más tarde en director de orquesta en Bath.
Casualmente, en 1773 compró un libro, Astronomía, del
escocés James Ferguson, y tras leerlo descubrió su indiscutible inclinación por
esta ciencia. A partir de entonces se entusiasmó tanto que comenzó a diseñar
sus propios telescopios reflectores preparando los más esmerados espejos de la
época. Comenzó sus observaciones con las estrellas binarias y descubrió que se
mueven alrededor de un centro común, con lo que comprobó el cumplimiento de la
ley de la gravitación fuera del sistema solar y catalogó más de mil de ellas.
En 1781 apuntó su nuevo telescopio de 152 milímetros de apertura a la
constelación de Géminis y observó un nuevo objeto que parecía un cometa o
incluso una estrella desconocida, pero al comprobar su movimiento durante
varios días presentó a la comunidad científica el que sería el séptimo planeta
del sistema solar: Urano. Parece ser que muchos astrónomos lo habían observado
con anterioridad, incluido Galileo, pero lo confundieron con una de las
estrellas, como inicialmente le pareció a Herschel.
Como curiosidad, cabe señalar que originalmente el astrónomo bautizó al
planeta como Georgium Sidus (“Astro de Jorge”), en honor al rey Jorge III de
Inglaterra, nombre que mantuvo hasta bien entrado el siglo XIX. Fue el también
astrónomo Johann Elert Bode quien insistió en que debía mantenerse la tradición
de asignarle un nombre mitológico, y que este debería ser en realidad Urano
para mantener el orden genealógico, nieto (Júpiter), padre (Saturno) y abuelo.
Hasta la edición del Almanaque náutico de 1850 el nombre de
Urano no se asoció al planeta definitivamente.
Herschel entró a formar parte de la Royal Society, y a partir de
entonces se dedicó totalmente a la astronomía; fue nombrado astrónomo real en
1782. Ayudado por su hermana Caroline, que también había sido absorbida por
esta pasión, y empleando del Catálogo Messier y los más potentes telescopios
del momento, estudió el espacio profundo y observó muchos más objetos que los
detectados hasta entonces. De hecho, en 1786 publicó su propio catálogo en el
que incluyó más de mil objetos nuevos, y en los siguientes cinco años fue capaz
de descubrir unos mil quinientos cuerpos celestes más.
En 1787, Herschel descubrió dos de las lunas de Urano, Titania y Oberón.
En 1789 llegó a construir un telescopio muy potente cuya apertura era de 1,2
metros, y al apuntarlo al espacio observó dos lunas más en Saturno, Encelado y
Mimas. Durante casi cincuenta años este fue el mayor telescopio del mundo.
Desde España se requirieron sus servicios, y preparó un telescopio reflector
para el Real Observatorio de Madrid, que fue destruido en 1808 por las tropas
de Napoleón, aunque hoy en día ha sido reconstruido tal como lo preparó
Herschel.
Otro de los importantes descubrimientos de Herschel fue que el Sol no
está quieto en el firmamento, sino que se mueve arrastrando a la Tierra y al
resto del sistema solar en dirección a la constelación de Hércules. A partir de
la distribución de las estrellas en nuestra galaxia –que estimó en unos cien
millones– diseñó un modelo en forma de disco abultado por el centro para la Vía
Láctea, muy cercano al actual. También descubrió nuevos objetos, como cúmulos
estelares, estrellas variables y estrellas dobles, además de concretar que las
nebulosas contienen estrellas, y documentó el paso de los cometas de 1807 y
1811.
Fuera del campo astronómico, Herschel analizó la naturaleza de la luz y
su relación con el calor, lo que le condujo en 1800 al descubrimiento de los
rayos infrarrojos, a los que inicialmente denominó rayos caloríficos .
Era la primera vez que se detectaba luz invisible al ojo humano. En su honor,
el laboratorio espacial lanzado por la ESA (Agencia Espacial Europea) en 2009
para estudiar el universo en infrarrojos lleva su nombre.
Los trabajos de este investigador tuvieron continuidad en su hijo John
Herschel (1792-1871), matemático y astrónomo, cuyas capacidades como matemático
destacaron tanto que por su primera publicación fue elegido miembro de la Royal
Society en 1813, y con veinticuatro años tomó el relevo a su padre y construyó
su primer telescopio reflector, con el que empezó a realizar observaciones
estelares. Participó activamente en la fundación, en 1820, de la Royal
Astronomical Society, y en 1824 publicó su primer trabajo importante en este
campo, un catálogo de estrellas binarias, con el que continuó la labor de su
progenitor.
Con el fin de completar el registro de los cielos realizado por su
padre, John Herschel emprendió en 1833 un viaje por Sudáfrica con el propósito
de hacer un trabajo semejante con los objetos estelares del hemisferio sur.
Allí documentó las ubicaciones de casi 69 000 estrellas y acumuló amplios
catálogos de nebulosas y estrellas binarias. Describió con mucho detalle la
nebulosa de Orión, así como las Nubes de Magallanes –en realidad dos galaxias–
y la vuelta del cometa Halley en 1835. Volvió a Inglaterra tres años después,
analizó todos sus descubrimientos y los publicó en 1847 en la obra Resultados
de observaciones astronómicas hechas en el cabo de Buena Esperanza ,
en la que introducía por vez primera los nombres que hoy conocemos para los
satélites de Saturno por entonces descubiertos: Mimas, Encelado, Tetis, Dione,
Rea, Titán y Japeto. También es responsable de los nombres de los satélites de
Urano documentados en la época: Ariel, Umbriel, Titania y Oberón.
Asimismo, John Herschel destacó como químico, y sus descubrimientos
permitieron conseguir la fijación fotográfica y la fotografía en papel
sensible. Su último cargo público fue el de maestro de la Casa de la Moneda.
Las aportaciones de datos estelares de padre e hijo fueron la base del
New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars (Nuevo Catálogo General
de Nebulosas y Cúmulos de Estrellas), más conocido como NGC, que hoy en día se
sigue utilizando. Este catálogo, que contiene 7840 objetos, fue compilado por
el astrónomo danés Johan Ludvig Emil Dreyer (1852-1926) y publicado en 1888,
que utilizó, como hemos dicho, las observaciones de Herschel y las suyas
propias; posteriormente, se fue añadiendo en anexos otros 5386 objetos más. En
este catálogo los cuerpos son numerados, se indica el tipo estelar al que
corresponden, su localización (constelación, ascensión recta y declinación) y
su magnitud aparente.
§. Las matemáticas dinamizan los cuerpos celestes
A finales del siglo XVII, Newton había establecido las bases
físico-matemáticas del movimiento de los cuerpos, tal y como hemos visto en el
capítulo anterior. Pero aun así, las matemáticas de la época eran todavía
limitadas; por ejemplo, la mecánica celeste empleaba todavía la geometría de
las figuras para su expresión, lo cual obstaculizaba su desarrollo. Era preciso
dar otro salto cualitativo con la introducción de ecuaciones a través del
análisis matemático para resolver problemas de cálculo más complejos, como las
interacciones entre más de dos cuerpos y las perturbaciones que en sus
movimientos producían estas.
Estamos entrando en la época en que la astronomía avanza rápidamente de
la mano de sus dos pilares, la vertiente experimental, basada en los progresos
en la observación merced a los nuevos telescopios, y la teórica, con un marcado
carácter matemático. Comenzaba a fraguarse la estrecha vinculación entre la
ciencia y las matemáticas que hoy en día es la base del desarrollo de las
ciencias experimentales.
En este marco podemos empezar destacando la figura del alemán Gottfried
von Leibniz (1646-1716), cuyas aportaciones más descollantes están en el campo
del cálculo diferencial y en la notación binaria. El primero permite el
establecimiento de modelos físicos comprobables experimentalmente, lo que
supone la consolidación del método científico, y el segundo constituye la base
del lenguaje de nuestros ordenadores actuales.
Otro de los grandes matemáticos de la época fue el suizo Leonhard Euler
(1707-1783), considerado uno de los más prolíficos de todos los tiempos.
Trabajó en las áreas de geometría, trigonometría, álgebra y cálculo, y destacó
en todas ellas. En cálculo mejoró las herramientas de Leibniz y las aplicó al
movimiento de los cuerpos celestes, en particular al de la Luna.
Pero entre los más notorios en cálculos matemático-astronómicos podemos
mencionar a dos grandes matemáticos: Lagrange y Laplace.
El italiano de nacimiento pero de ascendencia francesa Joseph Louis de
Lagrange (1736-1813) también fue un eminente físico y astrónomo. Ya con
diecinueve años propuso un nuevo método matemático que se conoce como cálculo
de variaciones, que hoy todavía se utiliza. En 1766 se instaló en Berlín
como matemático de la corte del rey prusiano Federico II el Grande, puesto que
ocupó durante veinte años, y allí fue donde escribió su obra monumental Mécanique
analytique.
A la muerte de Federico II en 1786, Lagrange se instaló en París por
invitación del rey Luis XVI, donde siguió con sus trabajos y llegó a ocupar la
presidencia de la comisión para la reforma de pesos y medidas. Finalmente, en
1794 fue nombrado profesor de la École Polytechnique. Sus aportaciones al
álgebra, a la mecánica analítica –que lleva el sobrenombre de mecánica
lagrangiana–, a las ecuaciones diferenciales (multiplicadores de Lagrange)
e incluso a lo que se denomina matemática pura son de un valor
incuestionable y supusieron un avance cualitativo para las ciencias exactas.
Pero sus aportaciones matemáticas al campo astronómico no fueron menos
trascendentales. Mediante la técnica matemática denominada trabajo
virtual, estudió el movimiento lunar comprobando que aunque la cara que se
observa desde la Tierra es siempre la misma, existe un movimiento de oscilación
del satélite que permite ver más del cincuenta por ciento de su superficie,
fenómeno que se denomina libración lunar.
En 1772, Lagrange abordó un trabajo que consistió en intentar resolver
el denominado problema de los Tres Cuerpos, referido a la dinámica
de tres objetos celestes sujetos a sus interacciones mutuas. Este fenómeno es
harto complejo, pero restringido a órbitas cuasi circulares y cuando la masa
del tercer objeto es muy pequeña comparada con la de los otros dos, pudo ser
resuelto por Lagrange. De hecho, además encontró que existen cinco posiciones
–llamadas puntos de Lagrange– entre los dos objetos celestes mayores,
que permiten que cualquier objeto situado en ellas permanezca en una posición
fija –estacionaria– respecto de ambos. La comprobación experimental tendría
lugar en 1906, cuando el astrónomo alemán Max Wolf descubriera un asteroide
situado en la órbita de Júpiter precisamente en uno de los puntos de
Lagrange, que bautizó como asteroide troyano. En la actualidad
se conocen más de dos mil seiscientos asteroides de este tipo pertenecientes a
Júpiter. En 1990 se descubrió un troyano en un planeta distinto; fue en Marte.
La Tierra también tiene su troyano, es el 2010TK7, descubierto por el
telescopio espacial WISE (Wide-Field Infrared Survey Explorer). Existen dos
teorías principales para explicar la formación de estos objetos, una de ellas
insiste en que fueron restos de polvo que no llegaron a agregarse al planeta
durante su formación y la otra asevera que pudieron ser capturados durante su
tránsito por el espacio interestelar.
Asimismo, otros de los estudios de Lagrange versaron sobre la
estabilidad de las órbitas planetarias, los elementos orbitales de los
planetas, que son seis magnitudes que permiten definir con exactitud su órbita
alrededor del Sol, y la ecuación secular de la Luna, que describe su movimiento
alrededor de nuestro planeta perturbado por el efecto gravitacional del Sol.
Como dijimos antes, el otro gran matemático-astrónomo de este siglo fue
el francés Pierre Simon Laplace (1749-1827). Nacido de familia de granjeros,
estudió en la Universidad de Caen. Su gran maestría matemática le permitió, a
la temprana edad de dieciocho años, ocupar el puesto de profesor de Matemáticas
en la Escuela Militar de París, donde como curiosidad cabe señalar que uno de
sus alumnos fue Napoleón. Sus éxitos en el campo de la matemática y de la
astronomía le llevaron a ser nombrado primero, en 1785, miembro de la Academia
de Ciencia, y luego, en 1812, presidente del Nuevo Instituto de las Ciencias y
las Artes.
Sus trabajos le llevan a desarrollar una herramienta –operador–
denominada transformada de Laplace, que revela el concepto integral
como forma de expresión de las ecuaciones diferenciales, haciéndolas fácilmente
resolubles mediante su transformación en ecuaciones algebraicas. Hoy en día
siguen aplicándose estos instrumentos matemáticos en muchas ramas del saber,
pero sobre todo en física e ingeniería, especialmente en cálculos relacionados
con movimientos vibratorios, circuitos eléctricos y servosistemas.
En relación con el estudio del cosmos publica en 1796 su libroExposition
du système du monde ( Exposición del sistema del mundo),
en donde propone su teoría acerca de la formación del sistema solar. Laplace
supone que las nebulosas de polvo y gas constituyeron los gérmenes de los
sistemas planetarios, y pudieron colapsar gravitacionalmente contrayéndose y
formando así el Sol, y de la condensación y el enfriamiento del material
restante se pudieron generar los planetas que por ese motivo orbitan en torno a
él en el mismo plano y sentido de giro todos ellos. Esta hipótesis nebular
–sugerida en su origen por el filósofo Immanuel Kant en 1755– es la que en
líneas generales se mantiene hoy en día como explicación válida para la
formación de los conjuntos estelares.
Sus investigaciones acerca de la probabilidad vinculada con la
estadística le llevan a sentar sus bases científicas en sendas
publicaciones: Teoría analítica de las probabilidades (1812),
donde incorpora el esencial método de los mínimos cuadrados,
descubierto por Adrien-Marie Legendre en 1805, y Ensayo filosófico
sobre la probabilidad (1814). En este último señala: «Se ve por este
ensayo que la teoría de las probabilidades, en el fondo, no es otra cosa que el
buen sentido reducido a cálculo; veremos que no hay ciencia más digna de
nuestras reflexiones y cuyos resultados sean más útiles».
Y no le faltaba razón porque, como conocemos actualmente, el cálculo de
probabilidades que había comenzado ligado a los juegos de azar se aplica hoy en
todas las ramas de la ciencia, y su influencia se destaca en múltiples aspectos
de la vida.
Empleó los registros de observaciones astronómicas tratándolos
estadísticamente y los combinó con el análisis de probabilidades para inferir
resultados, y de esa manera conseguir fundamentar matemáticamente la
descripción de las órbitas de los planetas y su movimiento de rotación, así
como la influencia que ejercían los satélites sobre ellos.
Como consecuencia, escribió su obra cumbre, publicada en cinco volúmenes
entre 1799 y 1825, denominada Traité de mécanique céleste ( Tratado
de mecánica celeste), que pretende ser un compendio de los conocimientos
astronómicos de la época y que incorporaba trabajos dispersos de Newton,
Halley, D’Alembert, Euler, etc., junto con sus propias aportaciones. En ella
intentaba, además, dar explicación a algunos de los comportamientos celestes no
resueltos de manera concluyente por Newton: los movimientos anómalos de
Júpiter, Saturno y la Luna. Se observaba que los dos primeros sufrían
continuamente uno aceleración y el otro frenado, que iban aumentando y
contrayendo, respectivamente, sus órbitas, lo que con el tiempo produciría sin
duda el escape de Júpiter del sistema solar y la caída de Saturno sobre el Sol.
Laplace demostró, mediante cálculos muy detallados, que esa no era la situación
real, sino que más bien se trataba de movimientos periódicos, repetidos cada
novecientos veintinueve años, y que para nada influían en la estabilidad de
nuestra familia planetaria. Asimismo, la Luna también presentaba una anomalía
en su movimiento que la hacía desacelerarse y anunciaba su posible caída sobre
la Tierra, situación resuelta por el sabio francés al emplear cálculos similares
a los ya utilizados con los planetas exteriores.
Las contribuciones de Laplace al campo de la física y de la química
fueron también muy variadas e importantes, suyo es el concepto de potencial,
las dos leyes fundamentales del electromagnetismo, un estudio más complejo del
movimiento de proyectiles, el concepto de tensión superficial en los líquidos y
las primeras medidas calorimétricas de las reacciones químicas y de los calores
específicos de los cuerpos, que fueron el origen de la rama científica hoy
conocida como termodinámica.
Este importante científico que llegó a ser llamado el Newton
francés consideró sus aportaciones en el campo matemático como meros
instrumentos aplicables a otras ramas de la ciencia, con el fin de que ayudasen
a resolver las incógnitas de la mecánica celeste y variados problemas físicos,
y que asimismo fueran elementos útiles para la sociedad.
Otro gran matemático reconvertido en astrónomo fue el alemán Friedrich
Bessel (1784-1846), de familia humilde, que pronto destacó por sus habilidades
matemáticas, aunque su interés derivó hacia la geografía y los problemas de
orientación asociados siempre a la navegación. De sus observaciones celestes a
concentrar su interés por la astronomía solo había un paso, y lo dio. En 1804
calculó con mucha precisión la órbita del cometa Halley, lo que impresionó a
otro astrónomo de la época experto en cometas, Heinrich Olbers, quien lo animó
a emplear sus cualidades en el estudio y la observación del cosmos, y al año
siguiente le apoyó para conseguir un puesto en el Observatorio Lilienthal
(Bremen). Allí catalogó con precisión la posición de más de tres mil estrellas,
lo que le valió para ser propuesto como director del observatorio astronómico
de Königsberg (Prusia) en 1809, puesto que desempeñó el resto de su vida.
En 1824, como método de análisis matemático, generalizó la aplicación de
las herramientas denominadas funciones de Bessel, definidas
inicialmente por el matemático Daniel Bernouilli y las empleó en mecánica
gravitatoria para estudiar las perturbaciones planetarias ejercidas por varios
cuerpos entre sí. Estas funciones también se utilizan para resolver, entre
otros, problemas relacionados con la propagación de ondas electromagnéticas y
el calor, con el movimiento ondulatorio, la elasticidad y la hidrodinámica.
En 1836 se propuso medir la distancia de las estrellas y empezó por la
denominada 61 Cygni, que consideraba la más cercana, puesto que era la que
tenía mayor movimiento propio a ojos de un observador terrestre. Para ello se
sirvió de un heliómetro –telescopio de doble objetivo–, con el que pudo medir
su paralaje tras casi año y medio de observaciones, en 1838, y con el que
estimó su distancia a la Tierra en 10,3 años luz, que actualmente se ha
precisado en 11,3 años luz. Fue la primera vez que se conseguía una evaluación
de este tipo.
Mediante un sistema de referencia que diseñó, fue capaz de medir las
posiciones de alrededor de 75 000 estrellas e incluso la evolución de la
ubicación de treinta y ocho de ellas en la bóveda estelar durante más de cien
años.
Utilizando cálculos precisos, anunció en 1841 que la estrella Sirio
debía estar acompañada de otra menor, denominada Sirio B, que fue descubierta
unos años después, en 1862.
El último de los grandes matemáticos de la época, cuya dedicación a la
astronomía fue también notable, sin duda fue el alemán Carl Friedrich Gauss
(1777-1855), llamado póstumamente el Príncipe de los matemáticos,
tal y como aparece grabado en la moneda que ordenó acuñar en su memoria el rey
Jorge V de Hannover. De familia muy humilde, fue un verdadero niño prodigio que
destacó desde pequeño por su facilidad para la aritmética, hasta tal punto que
llegó a oídos de Karl Wilhelm Ferdinand, duque de Brunswick, quien le concedió
una beca para que pudiera realizar y completar su formación en ciencias
exactas.
Su primera obra trascendente es este campo fueDisquisitiones
arithmeticae (1801), en donde introducía la teoría de los
números, con la que conseguía dar una estructura normalizada a esta rama
científica. El mismo Gauss afirmaba: «La matemática es la reina de las
ciencias, y la teoría de números es la reina de la matemática».
Profundizó en la teoría de la probabilidad propuesta por Abraham de
Moivre en 1733, particularmente en lo que se denomina distribución normal de la
probabilidad, a fin de calcular los errores que se cometen en las observaciones
estadísticas de la naturaleza, y llegó a delimitar una zona donde existe la
mayor posibilidad de encontrar un determinado resultado. Así, sostenía que los
errores de medición tienden a concentrarse dentro de un área muy cercana al
verdadero valor de la medida del objeto estudiado, área con forma acampanada
que hoy conocemos como campana de Gauss.
En 1801 los astrónomos le presentaron un problema: habían observado el
movimiento de un objeto situado entre Marte y Júpiter, que suponían un cometa,
y que tras su ocultación por el Sol no aparecía en el lugar que la órbita
calculada predecía. Gauss recopiló la información estadística de los registros
de las observaciones astronómicas existentes sobre el objeto y aplicó el
cálculo de la probabilidad considerando una distribución normal para sus
posiciones, lo que le permitió estimar la ubicación más probable en la que
deberían buscarlo, y así ocurrió; diez meses más tarde de su desaparición, el
objeto aparecía justo donde había calculado Gauss. Su método había triunfado
para predecir el movimiento de este cuerpo que, lejos de ser un cometa, era uno
de los asteroides –Ceres– de lo que hoy conocemos como cinturón de
asteroides existente entre Marte y Júpiter.
Esta aplicación de la distribución normal animó a Gauss a emplearla en
otros complejos problemas, como resultado de los que publicó su obra Theoria
combinationis observationum erroribus minimis obnoxiae (1821), en
donde introduce conceptos como margen de error e intervalos
de confianza, muy útiles en el campo de la medición, pues permiten acotar
los errores derivados de ella. Se le considera el padre de la moderna teoría
de errores.
En 1809 fue nombrado director del Observatorio de Gottingën y publicó la
obra Theoria motus corporum coelestium in sectionibus conicis Solem
ambientium ( Teoría del movimiento de los cuerpos celestes que
giran alrededor del Sol siguiendo secciones cónicas ).
Posteriormente, entre 1820 y 1830, dedicó sus esfuerzos a la geodesia
–que estudia la forma, superficie y tamaño de la Tierra– lo que le sirvió para
proponer una teoría de las superficies curvas, que constituyó su gran
aportación a la Geometría diferencial.
El magnetismo terrestre acaparó su interés por unos años, y como
consecuencia de sus observaciones publicó el libro Intensitas vis
magneticae terrestris ad mensuram absolutam revocata (1832), y
construyó el primer telégrafo electromagnético, con lo que se adelantó siete
años al diseñado por Morse.
Los trabajos de Gauss proporcionaron a las matemáticas una base sólida y
coherente pues, además de todo lo anteriormente comentado, les legó otras
aportaciones fundamentales relativas al análisis matemático, al álgebra y a la
geometría no euclídea.
Como hemos comentado, durante el siglo XVIII y buena parte del XIX, son
los matemáticos los que realizan las mayores aportaciones al campo de la
astronomía, pues son ellos quienes la impregnan de formalismo científico al
darle el apoyo teórico incuestionable que siempre necesitó. El espectacular
desarrollo de las ciencias exactas permite realizar cálculos precisos,
modificar teorías, alejarse de la especulación, predecir acontecimientos,
concretar errores y, sobre todo, tamizar las observaciones por medio de
herramientas que poco a poco permiten obtener datos fidedignos, comprobables y
reproducibles, necesarios para conseguir que dé el gran salto esta ciencia que
empezó explicando el firmamento como resultado de la intención divina, y que en
esta época ha llegado a obtener las necesarias bases físico-matemáticas
garantes últimas de la autenticidad de la estructura celeste propuesta, que
abrirá las puertas de la ciencia al estudio apasionante de las profundidades
del espacio que se producirá durante los siglos venideros.
§. Surgen nuevas técnicas instrumentales
Y, al mismo tiempo que se desarrollaba teóricamente esta ciencia, iban
produciéndose con bastante rapidez nuevos avances en los instrumentos y en las
técnicas que permitían observar más y mejor el firmamento.
Una técnica nueva que provocó un salto cualitativo en la comprensión del
cosmos fue la denominada espectroscopia. Todos hemos visto alguna
vez la formación del arco iris en el horizonte y sabemos que los colores que
muestra en conjunto forman la luz solar, que es un tipo de radiación formada
por ondas electromagnéticas. Cada uno de los colores se identifica por una
propiedad de las ondas que se denomina frecuencia (o por su
inverso, la longitud de onda) y que se asocia con la energía que
transporta. El ojo humano sólo es sensible a las frecuencias de la luz blanca o
solar, pero existen otras ondas cuyas frecuencias son mayores o menores que
ellas. El conjunto de todas las ondas electromagnéticas se denomina espectro
electromagnético y engloba los siguientes tipos en orden creciente de
energías: microondas, luz infrarroja, luz visible, luz ultravioleta, rayos X y
rayos gamma (γ).
Los átomos que forman la materia son capaces bien de emitir ondas
electromagnéticas o de absorber parte de ellas cuando son estimuladas con
radiación. Al ser recogidas estas ondas de manera conveniente, forman un
conjunto de líneas relacionadas con sus frecuencias, que integran lo que se
denominan espectros de emisión o de absorción de los elementos que las
producen, y que permiten a los científicos identificarlos como si hubieran
obtenido su huella digital.
Partiendo de ello, el óptico y astrónomo alemán Joseph von Fraunhofer
(1787-1826) sentó las bases de la técnica espectroscópica. Huérfano a los once
años, por una serie de acontecimientos fortuitos comenzó a trabajar en el
Instituto de Óptica de la abadía de Benediktbeuern (Baviera), donde sus
cualidades le llevaron a dirigirlo en 1818. Anteriormente, en 1814 estudió las
líneas oscuras de absorción lumínica observadas en el espectro del Sol por
medio de un instrumento que preparó, el espectroscopio, al que dotó de una
retícula –red de difracción– en lugar de un prisma, lo que le permitió afinar
más en las líneas del espectro resultante. La ausencia de algunas líneas de
colores era debida a la existencia de átomos de elementos químicos interpuestos
entre la fuente de irradiación, el Sol, y el espectroscopio. También se percató
de que los espectros de la estrella Sirio y de otras analizadas con esta
técnica eran diferentes al del Sol, por lo que concluyó que todos los astros no
tenían la misma composición.
Espectroscopia de absorción. Técnica por la que se bombardea una sustancia
mediante radiación electromagnética de manera que es capaz de absorber parte de
ella dejando pasar el resto por una rendija que la concentra, para que luego se
descomponga por medio de un prisma y se recoja en una película fotográfica que
muestra las frecuencias lumínicas absorbidas por los átomos existentes en la
muestra en forma de líneas negras donde antes estaban coloreadas.
Espectroscopia de emisión. Técnica por la que se estimula una sustancia
provocando que emita radiación en forma de ondas electromagnéticas que primero
se hacen pasar por una rendija que las concentra, para luego descomponerse por
medio de un prisma y ser recogidas en una película fotográfica que muestra las
frecuencias energéticas de los átomos existentes en la muestra en forma de
franjas de colores.
Posteriormente, en 1859, el físico prusiano Gustav Robert Kirchoff
(1824-1887) fue quien asoció las líneas espectrales a las sustancias químicas,
aseverando que para un átomo o molécula dados, la emisión y absorción de
frecuencias son las mismas. En 1861 identificó una de las líneas del espectro
solar obtenidas por Fraunhofer como perteneciente al elemento sodio. Asimismo,
descubrió que en el astro rey también estaban presentes otros elementos como
calcio, cinc y cobre.
La técnica y su utilización comenzaban a caminar, y los
espectroscopistas analizaban el firmamento. Uno de los más importantes pioneros
fue el sueco Anders Jonas Angström (1814-1874). Estudió Física en la
Universidad de Upsala, donde, tras graduarse, fue profesor. También trabajó en
los observatorios de Upsala y Estocolmo. En relación con la espectroscopia,
teoriza en 1855 que un gas incandescente es capaz de emitir rayos luminosos con
la misma frecuencia que los que puede absorber, lo que constituye la base de
esta técnica de análisis, y que confirma Kirchoff, como hemos dicho más arriba,
cuatro años después. Su aportación principal en el análisis espectral
astronómico consistió en incorporar la fotografía al espectroscopio. Al
estudiar así en 1862 el espectro de la atmósfera solar descubre que contiene
hidrógeno, y en 1868 publica el libro Recherches sur le spectre solaire,
donde incorpora un gran mapa espectral del astro rey en el que utiliza como
unidad la diezmillonésima parte de un milímetro, que luego llevará su nombre,
el angstrom (1 Å = 10 -10 m). En 1867 estudió también el
espectro de las auroras boreales.
Por último, no podemos dejar de mencionar entre estos científicos al
inglés William Huggins (1824-1910), que comenzó como astrónomo aficionado y se
construyó un observatorio con el dinero que obtuvo de la venta de su negocio
familiar. Al tanto de los trabajos de Fraunhofer y Kirchoff instaló un
espectroscopio a su telescopio y enfocó el firmamento con el fin de emplear
esta técnica para estudiar las estrellas y las nebulosas. En 1864 publicó sus
primeras observaciones, en las que clasificó las nebulosas en dos clases, unas
que contienen sólo gas –la de Orión es una de ellas– y otras que contienen
grandes agregados de estrellas, que con el tiempo se denominarán galaxias; la
de Andrómeda pertenece a este grupo.
A Huggins se le considera uno de los padres de la astrofísica, que
estudia mediante técnicas de análisis (espectroscopia, fotometría,
astrofotografía, etc.) la constitución química de las estrellas, sus
propiedades físicas (dimensiones, masa, luminosidad, temperatura, evolución
estelar, etc.) y las de otros cuerpos existentes en el cosmos.
Otra de las grandes contribuciones espectroscópicas a la astronomía fue
la medida del denominado efecto Doppler, cuyo nombre deriva del
físico austriaco Christian Doppler, quien lo descubrió en 1843, en las
estrellas. Este efecto consiste en el desplazamiento que experimentan las
líneas observadas del espectro lumínico hacia frecuencias más altas –hacia el
azul– cuando el emisor de luz se acerca al observador, y hacia frecuencias más
bajas –hacia el rojo–, cuando el emisor se aleja del observador. Es una situación
similar a la de los diferentes sonidos que percibimos de la sirena de un
vehículo cuando se acerca o se aleja de nosotros. Este desplazamiento es
proporcional a la velocidad del foco emisor. Higgins, en 1868, empleó su
espectroscopio para intentar medirlo, y encontró que la estrella Sirio se
alejaba de nosotros a unos cuarenta y siete kilómetros por segundo, valor un
poco mayor que el real.
La información que proporcionará la existencia del efecto Doppler en las
estrellas llevará a los científicos a desarrollar uno de sus más importantes
modelos cosmológicos, el de la expansión del universo, que
comentaremos más detenidamente en el próximo capítulo.
También en esta época surgió como técnica revolucionaria la astronomía
fotográfica. La fotografía arrancó eficazmente con las placas fotográficas
preparadas por Louis Daguerre, que contenían yoduro de plata que al oscurecerse
por la luz permitía retener imágenes, eran los daguerrotipos. Su
eficacia en astronomía se limitaba sólo a los objetos más brillantes, el Sol y
la Luna. El químico americano John William Draper, tras una exposición de
veinte minutos, consiguió la fotografía más nítida de la Luna tomada hasta
entonces. El inglés Frederick Archer comprobó que se necesitaba menor tiempo de
exposición para obtener una buena fotografía al emplear una sustancia preparada
por él llamada colodión (nitrato de celulosa disuelto en una
mezcla de alcohol y éter), que extendía sobre una placa de vidrio a la que se
superponía el yoduro de plata. El astrónomo británico Warren de la Rue obtuvo
en 1852 buenas imágenes de la Luna con menos de medio minuto de exposición. En
todo caso, esta sustancia sólo servía para exposiciones cortas.
Un avance cualitativo en esta técnica se logró cuando el químico
británico Richard Leach Maddox decidió en 1871 utilizar gelatina seca en lugar
de colodión. Usando este material, el astrónomo escocés David Gill observó el
paso del cometa de 1882 fotografiándolo desde su telescopio. El resultado fue
asombroso; además de una magnífica imagen del cometa, se pudo observar en la
fotografía la zona posterior del cielo que incluía miles de estrellas
invisibles en la observación ocular. Una placa fotográfica incorporada a un
telescopio y enfocada durante horas a una zona determinada del cielo revela
imágenes de objetos cuya luz llega a la Tierra tan debilitada que nunca podrían
ser vistas de otra forma. Este fue el comienzo de la Astrofotografía.
Imagen del cometa de 1882 obtenida por sir David Gill en el hemisferio sur,
tomada en septiembre. El cometa se pudo observar a plena luz del día. La
fotografía revela la imagen del firmamento, que sirve de fondo al paso del
cometa, repleta de estrellas.
Por último, vamos a prestar atención a las aportaciones que en el
estudio de las estrellas proporcionó a los científicos le técnica
denominada fotometría. Este método se encarga de medir la
luminosidad de los astros y de clasificarlos en diferentes magnitudes en
función de su brillo. Ya en el siglo II a. C., Hiparco de Nicea había
catalogado las estrellas por su resplandor aparente a la visión del ojo humano.
Con la llegada del telescopio se ampliaron las posibilidades de percepción, se
aumentó la cantidad de objetos visibles y se mejoró su categorización. Los
primeros fotómetros preparados en 1890 eran los llamados actinómetros,
que permitían medir la intensidad de la radiación solar empleando la dilatación
que esta realizaba sobre una fina lámina de metal. Su empleo generalizado se
produjo a partir de 1930, cuando se comenzó a aprovechar en su diseño el efecto
fotoeléctrico por el que se transforma la luz en una señal eléctrica cuando
esta incide sobre un material semiconductor. Los fotómetros se suelen colocar
en el plano focal de los telescopios y así permiten medir la luz que llega de
los astros.
Una primera clasificación relacionada con la luz que percibimos desde la
Tierra de los objetos estelares fue la debida a Hiparco de Nicea, que los
ordenó por magnitudes aparentes. Las estrellas más brillantes eran las de
primera magnitud, y así se disponían hasta llegar a la sexta. El brillo
observado de una estrella disminuye con la distancia, por ello el astrónomo
inglés Norman Pogson (1829-1891), al observar que las estrellas de primera
magnitud eran aproximadamente cien veces más brillantes que las de sexta, es
decir, se necesitaban cien estrellas de sexta magnitud para igualar el brillo
de una de primera, propuso, a fin de cuantificar esta variación de magnitud,
que cada diferencia en una de ellas lo haría en su brillo en función de una
constante que fijó en 2,512. Actualmente se han descubierto estrellas de
magnitudes aparentes mayores, es decir con brillo menor, y se han incluido
otras con magnitudes negativas como el Sol (-26,8), la Luna llena (-12,6),
Venus en su brillo máximo (-4,4), Marte en su brillo máximo (-2,8) o Sirio
(-1,5).
Esta clasificación se complementa con la denominada de tipo
espectral, iniciada por el astrónomo estadounidense Edward Charles
Pickering (1846-1919), director del observatorio de Harvard, que analizó y
sistematizó la colección de espectros realizada por el astrónomo aficionado
Henry Draper durante casi doce años, y que contenía cerca de diez mil de ellos.
El primer catálogo se publicó en 1890, y tras sucesivas ampliaciones ha llegado
a incluir unos trescientos sesenta mil espectros estelares.
Esta clasificación asocia una secuencia de letras a los tipos de
estrellas según su temperatura, color y luminosidad, que se pueden conocer a
partir del espectro:
|
Clase |
Temperatura (ºC) |
Color |
Luminosidad |
Ejemplo |
|
O |
28.000 - 40.000 |
Azul |
1.400.000 |
Cefeidas |
|
B |
10.000 - 28.000 |
Blanco azulado |
20.000 |
Rigel |
|
A |
8.000 - 10.000 |
Blanco |
80 |
Sirio |
|
S |
6.000 - 8.000 |
Blanco amarillento |
6 |
Canopus |
|
G |
4.900-6.000 |
Amarillo |
1,2 |
Alfa centauro |
|
K |
3.500-4.900 |
Amarillo anaranjado |
0,4 |
Arturo |
|
M |
2.000-3.500 |
Rojo |
0,04 |
Betelgeuse |
Cada clase se divide en nueve tipos, del cero al nueve, siendo este
último el más frío. Nuestro Sol es una estrella de tipo G2, y la luminosidad de
las demás estrellas se relaciona con la suya, que se considera como unidad.
Posteriormente se han añadido varios tipos más de clases estelares, como W, L,
T, C, S.
§. ¿Qué sabemos hasta ahora?: estrellas, planetas, satélites,
asteroides…
Estamos a punto de entrar en el siglo XX y, después de todos los avances
comentados en este capítulo, es el momento de recopilar los conocimientos
astronómicos existentes hasta la época, es decir, ¿qué evidencias certeras
tenían la sociedad y los científicos en aquellos momentos de todo lo que nos
rodea?
Veamos: ya se conocía que el sistema solar era un conjunto estable de
cuerpos celestes cuyos movimientos se regían por la ley de la gravitación
universal de Newton; el Sol era una estrella y constituía su centro, y los
planetas Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno y Urano giraban en
órbitas elípticas en torno a él. Laplace, tomando las ideas de Kant, había
teorizado sobre su formación a partir de una nube primigenia de polvo y gas.
Esta teoría comenzaba a tomar fuerza, pues los astrónomos empezaban a observar
nebulosas similares distribuidas por el espacio interestelar, que contenían
estrellas.
Se observaba que casi todos los planetas tenían cuerpos –denominados
satélites– que giraban a su alrededor, algunos de los cuales se habían ya
percibido, mientras que los restantes irían descubriéndose paulatinamente.
También se sabía que existían otros objetos que viajaban por el sistema
solar, eran los cometas y los asteroides, estos últimos, en su mayor parte,
provienen del cinturón que los contiene existente en las proximidades de Marte.
Fuera de nuestro entorno se había descubierto la existencia de miles y
miles de estrellas. Muchas de ellas se agrupaban con el Sol y formaban un
conjunto estable, nuestra galaxia, que denominamos Vía Láctea. Y el
resto aparecen reunidas en agregados diseminados por el cosmos formando otras
galaxias que entonces se denominaban universos isla. También se
había descubierto la existencia de estrellas dobles o binarias, que
evolucionaban juntas, y cúmulos estelares.
Y todos los cuerpos estelares parecían moverse en una danza acompasada y
dinámica en la que todos participaban, desde los planetas con sus satélites
hasta la propia Vía Láctea, que se desplazaba arrastrando a todos sus objetos
integrantes por el espacio interestelar.
Ya se había procedido a medir la distancia a la que se encontraban
algunas estrellas, y se conocía la de la más cercana, que era Alpha Centauri,
cuyo alejamiento fue determinado en 1830 –aunque publicado en 1839– por el
astrónomo Thomas Henderson, y que hoy sabemos que está situada a 4,3 años luz
de nosotros. Advertíamos así que las estrellas nos informan sobre el pasado del
universo.
La espectroscopia había permitido descubrir algunos de los elementos que
componían las estrellas, principalmente hidrógeno y helio, y al mismo tiempo,
constatar que no todas eran iguales, sino que tenían características propias. Y
lo que resultaba más curioso, se había descubierto que las estrellas se
alejaban de nosotros a grandes velocidades.
Todos estos acontecimientos y conocimientos empezaban a disparar la
imaginación de la sociedad. Algunos creían y vaticinaban, no sin pocos
seguidores, que el paso de los cometas podría ser mortal para los terrestres:
la cola de algunos cometas presenta coloración verdosa por la presencia del
venenoso gas cianógeno en ella, y durante su paso por las inmediaciones de la
Tierra pensaban que una buena parte del planeta podría quedar sumergida en
ella. Como se pudo comprobar, las aciagas perspectivas no se cumplieron nunca,
pues a pesar de existir esta sustancia en la cola cometaria, su concentración
era tan tenue que no provocaba ningún tipo de contaminación.
Otra de las fantasías que comenzaba a tomar cuerpo por entonces se
relacionaba con la posible vida fuera de nuestro planeta; comenzaba a cobrar
forma la existencia de extraterrestres. Precisamente fue un astrónomo el
causante de uno de los fiascos más curiosos en la historia de la observación
cosmológica. Se trata del estadounidense Percival Lowell (1855-1916). Procedía
de una familia adinerada y se graduó en Matemáticas en la Universidad de
Harvard en 1876. Poco a poco se fue apoderando de él la afición por la
astronomía hasta el punto de construir, en 1894, su propio observatorio en
Flagstaff (Arizona), que hoy en día todavía sigue en funcionamiento como
monumento histórico nacional. El también astrónomo Giovanni Schiaparelli, que
estudió profusamente las estrellas binarias, había enfocado su telescopio al
planeta Marte y descrito su orografía en un libro publicado en 1893, La
vita sul pianeta Marte. En él Schiaparelli describía la existencia de una
serie de estrías en el suelo, no muy profundas, que se extendían de manera
rectilínea por miles de kilómetros, que denominaba canali –“canales”–,
y que sugería que eran el principal medio por el cual el agua podía desplazarse
sobre la superficie seca del planeta. La equívoca traducción al inglés del
término canali, que podía ser un elemento artificial o natural
(como suponía Schiaparelli), llevó a Lowell a dejar volar su imaginación hasta
límites insospechados. Estudió con su telescopio la superficie marciana durante
casi quince años, la dibujó detalladamente y expuso sus descubrimientos en tres
libros, Mars (1895), Mars and its canals (1906),
y Mars as the abode of life (1908). Las ideas de Lowell
aventuraban un planeta con agua en los casquetes polares y carencia de ella en
las zonas desérticas que cubrían la mayor parte de la superficie del planeta.
Seres inteligentes serían los responsables de la construcción de los canales para
transportar el agua de unas a otras, permitiendo así la persistencia de la vida
marciana. Todo fue un espejismo, ningún otro astrónomo fue capaz de reproducir
las observaciones de Lowell. Su ansia por ver rastros de inteligencia, unida a
las limitaciones de las lentes de los telescopios de la época, fueron los
responsables de su ilusión.
Imagen dibujada por Percival Lowell de la superficie marciana en donde
aparecen los entramados reticulares que constituían los canales observados por
el científico
La literatura de ciencia-ficción, que había tenido sus orígenes en el
siglo XIX con las obras de Mary Shelley, Jules Verne y H. G. Wells, había
encontrado un filón, y fue Edgar Rice Burroughs, con varias novelas ambientadas
en el planeta rojo, la primera de ellas publicada en 1912, quien acabó por
darle popularidad. La idea de la vida en Marte se mantuvo en la conciencia
pública durante décadas.
Y este es el momento de pasar a la siguiente etapa en el estudio
astronómico del firmamento. Aunque, como hemos visto, se ha producido en este
tiempo un avance cualitativo en nuestra rama científica, que ha pasado de la
mera observación telescópica al examen detallado y a la catalogación de una
gran variedad de objetos estelares, así como a la mejor comprensión de sus
movimientos, constitución y propiedades gracias a la aparición de nuevas
técnicas instrumentales, es ahora, en el comienzo del nuevo siglo cuando se
abren de par en par las ventanas del cosmos a los investigadores. Van a
desarrollarse nuevas teorías, originar nuevos métodos de observación, describir
nuevos objetos, algunos de ellos de naturaleza inimaginable, e incluso se
llegarán a realizar tránsitos por el espacio exterior de índole artificial o
incluso humana.
Todos los grandes descubrimientos de los últimos tiempos están por
llegar, y es en el siglo XX, que ahora empieza, cuando van a agolparse y nos
van a dejar descubrir por fin al universo tal y como es, con toda su
grandiosidad, misterio y esplendor.
Capítulo 5
La astronomía de nuestro tiempo
Contenido:
§. ¿Las estrellas no son inmutables sino que nacen, evolucionan y
mueren?
§. Las galaxias y sus agrupaciones
§. ¿Qué son los agujeros negros?
§. Existen planetas fuera del sistema solar
§. El universo se expande. El Big Bangy la historia del tiempo
§. Observatorios astronómicos y nuevas técnicas instrumentales
§. La astronáutica. El viaje a las estrellas
Y por fin hemos llegado a nuestros días. Vamos a conocer lo que
actualmente sabemos del espacio y de los astros que contiene. Para su
observación y escudriño ya no dependemos sólo de nuestros ojos o de la visión
aumentada que pueden proporcionar los telescopios, ni siquiera de las
primitivas técnicas de observación y análisis. Es el momento de que el
hombre salga de la Tierra y compruebe lo que hay más allá. Es
el turno de la tecnología, del gran salto que nos permitirá conocer hasta el
espacio profundo y abrir las puertas hacia los confines del universo.
El capítulo anterior que nos dejó finalizando el siglo XIX y comenzando
el XX, ya nos permitía atisbar el camino que iba a emprender la astronomía.
Cada vez más, los científicos provistos de un importante aparato matemático
capaz de teorizar las observaciones y predecir el movimiento de los cuerpos,
junto con el incipiente desarrollo tecnológico que se iba incrementando en
progresión geométrica, nos advertían de que la época de los grandes
descubrimientos estaba por llegar. Los avances en el campo de la física
proporcionaban nuevos instrumentos y técnicas, cuyo profuso empleo en
astronomía hacían que fuera una de las ciencias más beneficiadas por ello.
A medida que pasaban los años, la sociedad era bombardeada con nuevos
hallazgos que rebasaban las imaginaciones más fértiles. Los medios de
comunicación, día a día más activos y presentes, proporcionaban continuas
informaciones sobre todo ello. A caballo entre los dos siglos surgió la radio,
que se desarrolló tan eficazmente que resultó complementaria a la prensa en la
difusión de noticias, y a las que pronto se sumó la televisión, esencialmente
para constituir el entramado de las comunicaciones responsables de llevar a los
hogares, entre otras, ingentes noticias relacionadas con los nuevos progresos y
descubrimientos astronómicos.
La sociedad en su globalidad pasó a ser receptora de insólitos
conocimientos propuestos por este campo científico. El estudio del Cosmos salió
de los laboratorios y del ámbito de la investigación para acercarse a la gente,
se socializó y alcanzó todos los rincones del globo. Las noticias que surgían
provocaban preguntas que en algunos casos eran respondidas con nuevos
hallazgos, y que en otros permanecen aún sin responder, pero que iluminaban la
imaginación y el ansia de las personas por conocer, saber, comprender, todo
aquello que hasta este siglo había permanecido sólo accesible a unos pocos, y
que a partir de ahora iba a ser apreciado por la mayoría.
Había llegado el momento de que la humanidad fuera consciente del lugar
que ocupa en el vasto universo, ese lugar que sirve de ventana para disfrutar
de las maravillas que nos rodean.
§. ¿Las estrellas no son inmutables sino que nacen, evolucionan y
mueren?
Esta es la primera pregunta que nos asalta. En la Antigüedad, las
estrellas eran consideradas como faros permanentes, símbolos de la
inmutabilidad del universo, pero en este siglo los astrónomos ya han acumulado
suficiente información para saber dos cosas: que las estrellas pueden ser de
varios tipos diferentes y que su existencia evoluciona desde su nacimiento
hasta el fin.
Vamos a empezar comentando esto último. La primera cuestión que nos
inquieta es ¿cómo se forman las estrellas? En el capítulo anterior ya
comentamos que una primera teoría fue la expuesta por Pierre Simon Laplace, y
suponía que los gérmenes de los sistemas planetarios eran nebulosas de polvo y
gas (principalmente hidrógeno y helio) dispersas por el universo. Un paso más
allá lo dio el astrónomo, físico y matemático británico James Hopwood Jeans
(1877-1946) al desarrollar una ecuación que permitía calcular la masa, el
tamaño y la densidad de la nube interestelar a partir de la cual es posible que
se produzca el proceso de colapso gravitatorio que será la base de la formación
de la estrella. Precisamente, en el interior de las nebulosas se encuentran
regiones con diferentes densidades, algunas de las cuales –las nubes
moleculares– alcanzan la masa crítica de Jeans, lo que provoca que la
fuerza gravitacional las empuje hacia dentro de manera que el centro de la
región se contraerá más deprisa que el gas circundante por tener mayor
densidad, provocando a su alrededor la creación del disco de acreción –origen
de los futuros planetas– y en su conjunto constituirá lo que denominamos protoestrella.
Algunas de las nebulosas que contienen regiones de formación de
estrellas en su interior son la nebulosa de Orión –la más cercana a la Tierra–,
la del Águila (en la constelación de la Serpiente), la nebulosa Trífida (en la
constelación de Sagitario) o la de la Laguna (también en Sagitario).
La protoestrella formada, constituida principalmente por hidrógeno y
helio, evoluciona más rápidamente cuanto mayor sea hacia la creación de la
estrella en la fase que calificamos como secuencia principal. Su
evolución se produce mediante el colapso gravitatorio de su masa, que se
contrae hacia el interior y origina un aumento térmico que será el responsable
de que se originen los procesos termonucleares de fusión del hidrógeno en
helio, y que desprenderá la energía que por convección llegará a la superficie
provocando que se encienda la estrella. Eso le ocurrió a
nuestro Sol hace unos cinco mil millones de años.
El resto del disco de acreción que acompañaba a la protoestrella formada
se irá separando poco a poco de la nueva estrella creada, generando regiones de
mayor densidad donde se irán acumulando sus restos, que serán el origen de
los protoplanetas.
El astrónomo estadounidense de origen holandés Bartolomeus Jan Bok
(1906-1983) estudiando la evolución y estructura de los cúmulos globulares, se
percató, en la década de los cuarenta del siglo pasado, de que en algunos
cúmulos existían regiones opacas y frías donde se producía una mayor
acumulación de gas hidrógeno y polvo. Las temperaturas extremadamente bajas de
su entorno beneficiaban la agrupación del gas, lo que favorecería el colapso
gravitatorio básico para la formación estelar. Estas zonas de nebulosas
recibieron el nombre de glóbulos de Bok, y hoy se consideran como
precursores de la formación estelar.
Una vez que la estrella ha alcanzado la denominada secuencia
principal, evoluciona quemando su hidrógeno mediante fusión nuclear y
formando, con ello, helio. La energía desprendida sigue calentando e iluminando
la estrella. Las estrellas pasan cerca del noventa por ciento de su existencia
en esta etapa. Permanecen estables por más tiempo cuanto menores son; por
ejemplo, las estrellas más grandes y calientes que el Sol están en esta fase
durante dos o tres millones de años, otras como el Sol o similares estarán en
ella varios miles de millones de años, y las más pequeñas se mantendrán así
decenas o incluso centenares de miles de millones de años. La masa consumida
durante toda esta etapa sólo es aproximadamente el diez por ciento de la total
que contiene la estrella.
Estos procesos internos de las estrellas los sugirió por primera vez el
astrofísico británico Arthur Stanley Eddington (1882-1944) que, al observar el
eclipse solar del 29 de mayo de 1919, también contribuyó a la comprobación
experimental de la teoría general de la relatividad que, entre otras cosas,
predecía que la trayectoria de la luz se curvaba al pasar cerca de grandes
masas estelares. Así pues, sus fotografías de las estrellas cercanas al sol
permitieron comprobar que aparecían desplazadas de su posición por la curvatura
experimentada por la luz, tal y como proponía Einstein.
En 1911, el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung y, de manera independiente
en 1913, el estadounidense Henry Norris Russel, desarrollaron sendos diagramas
en los que situaban a las estrellas, el primero en función de su luminosidad y
color, y el segundo en función del tipo espectral –relacionado con su
temperatura, algo que ya analizamos en el capítulo anterior– que presentaban.
El conjunto pasó a denominarse diagrama de Hertzsprung-Russel, y entre otras
cosas nos informa del momento en que se encuentra la evolución de la estrella.
La mayor parte de las estrellas se hallan en la diagonal del diagrama,
están en su secuencia principal. Arriba a la izquierda están las estrellas
azules –muy calientes– de gran masa y luminosidad, como Spica y Sirio. El
centro lo ocupan estrellas amarillas de mediana magnitud y luminosidad, como el
Sol. La zona inferior de la diagonal está ocupada por estrellas rojas, frías y
pequeñas, como Próxima Centauri. En la zona superior derecha, fuera de la
secuencia principal, existe otra rama, en la que se agrupan estrellas gigantes
y supergigantes rojas de baja luminosidad y temperatura, como Arturo,
Aldebarán, Betelgeuse y Antares. Por último, abajo a la derecha existe otra
zona donde se colocan las enanas blancas, frías pero de elevada luminosidad,
como Sirio B.
Diagrama de Hertzsprung-Russel. Se muestran en él la disposición de las
estrellas agrupadas por su luminosidad, temperatura y color. Se observan las
estrellas en la diagonal en su secuencia principal, y otras dos zonas que
agrupan estrellas tan dispares como las supergigantes rojas y las enanas
blancas.
Pero ¿qué ocurre después?, ¿qué sucede cuando la estrella abandona la
secuencia principal para evolucionar rápidamente hacia su muerte?
Como dijimos hace un momento, las estrellas en su ciclo vital consumen
el hidrógeno que contienen, que por reacciones nucleares de fusión produce
helio y desprende energía desde su horno. Este proceso por sí solo
produciría la explosión de la estrella. Existe otro proceso que equilibra la
situación: el peso de la propia estrella. La gravedad ejerce la presión
causante de la fusión del hidrógeno, que provoca la caída sobre sí misma, su colapso.
Ambos procesos, explosión e implosión, mientras permanecen equilibrados hacen
que la estrella se mantenga viva. Las estrellas más grandes son muy
calientes, y por ello consumen su combustible rápidamente, en unos millones de
años. Las pequeñas, más frías, evolucionan lentamente y llegan a perdurar miles
de millones de años.
Cuando haya disminuido apreciablemente su hidrógeno, será incapaz de
sostener las capas superiores, y la región central tenderá a contraerse
gravitacionalmente, lo que provocará nuevos procesos de fusión, de manera que
la estrella se hinchará generando lo que se denomina una gigante roja,
que indicará el comienzo de su fin. El helio se fusionará formando carbono y
este hará lo propio transformándose en oxígeno, que una estrella de este tamaño
ya no puede fusionar en elementos más pesados. Se trata de una estrella más
fría. Pasado un tiempo la gigante roja expulsará gran parte de sus estratos
exteriores poco ligados gravitacionalmente, contrayéndose y enfriándose más,
transformándose en una enana blanca, estrella fría cuyo final es convertirse en
una hipotética enana negra o estrella de carbono.
Nuestro Sol evolucionará de esta manera durante unos seiscientos
millones de años, y en la fase de gigante roja su volumen será tal que abarcará
las órbitas de Mercurio, Venus y la Tierra, abrasando a todos estos planetas.
Aunque para que se produzca este proceso deberán pasar todavía unos cinco mil
millones de años; nuestro astro aún tiene suficiente combustible. Esta
situación será común a estrellas similares al Sol o de masa hasta diez veces
menor.
Las estrellas de masa superior a nueve veces la de nuestro Sol sufren
una transformación diferente. Una vez alcanzada la fase de gigante roja, y dado
que su presión gravitacional es muy elevada, pueden seguir obteniendo energía
mediante la fusión del oxígeno conseguido en otros elementos más pesados. Esta
situación continúa hasta llegar a la formación de hierro, que por su estructura
protónica interna es imposible de fusionar mediante fuerzas estelares, y que
provoca una compresión gravitacional tal que el núcleo colapsa desde un tamaño
cercano a la mitad del diámetro de la Tierra hasta unos cien kilómetros en unas
pocas décimas de segundo. Esto produce una onda de choque que atraviesa en
pocas horas las capas externas de la estrella y provocaría reacciones de fusión
que forman los elementos más pesados. Cuando la onda de choque llega a la
superficie de la estrella, la temperatura alcanza los doscientos mil grados
centígrados, y la estrella explota a una velocidad de unos quince mil
kilómetros por segundo. Se aprecia así una especie de enorme bola de fuego que
se expande rápidamente. Se ha producido la muerte de la estrella en forma de
supernova, de cuya explosión queda como remanente una estrella de neutrones de
unos pocos kilómetros de diámetro. Las estrellas de neutrones giran rápidamente
sobre su eje, por lo que también se denominan púlsares, y su
densidad es tal que si tuviéramos una cabeza de alfiler de este material
pesaría un millón de toneladas. En el centro de la nebulosa del Cangrejo se
puede observar uno de estos objetos estelares. Las explosiones en forma de
supernovas son las responsables de la existencia de metales pesados en nuestro
planeta. El calcio de nuestros huesos, el oro y la plata de nuestras joyas, así
como los restantes metales que utilizamos, provienen de explosiones de
supernovas en los confines del universo.
El astrónomo estadounidense de origen búlgaro Fritz Zwicky (1898-1974)
fue el primero que en la década de los treinta del siglo XX buscó y catalogó
metódicamente las explosiones estelares, proponiendo para ellas la teoría que
antes hemos comentado.
Hoy sabemos que también se producen supernovas cuando existe un sistema
binario formado por una enana blanca y una estrella gigante que va perdiendo su
masa, absorbida por la primera. El astrofísico estadounidense de origen indio
Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995) calculó que una estrella cuya masa fuera
mayor que 1,44 veces la masa de nuestro Sol –lo que se llama límite de
Chandrasekhar– colapsaría sobre sí misma explotando en forma de supernova,
que es lo que le ocurre a la enana blanca del sistema binario que comentábamos.
Las supernovas observadas desde la Tierra han sido muy numerosas en los
últimos años, pero no fue así en tiempos antiguos. Sólo existen testimonios de
una vista por astrónomos chinos en el año 185; otra por astrónomos de Egipto,
China, Japón, Francia y Siria en el 1006; la del año 1054, que fue la que
originó la actual nebulosa del Cangrejo, referenciada por astrónomos chinos; la
del año 1181 en la constelación de Casiopea, notificada por astrónomos chinos y
japoneses; la observada por Tycho Brahe en 1572 también en Casiopea, cuya
explosión sucedió siete mil quinientos años antes, pues hoy sabemos que esa es
la distancia lumínica a la que se encuentran los restos de la estrella
original; la percibida por Johannes Kepler en 1604 en la constelación de Ophiuchus;
y por último, en 1885 el astrónomo Ernst Hartwig descubrió una en la galaxia de
Andrómeda.
Pero a las estrellas supermasivas con masa superior a treinta veces la
del Sol les espera un destino diferente, después de las fases anteriores y la
explosión de supernova, acabarán transformándose en un agujero negro, del que
haremos una descripción más detallada más adelante, en este mismo capítulo.
Una vez analizado el ciclo evolutivo de las estrellas es el momento de
comentar algunos descubrimientos científicos peculiares en relación con los
astros.
El primero está relacionado con nuestra percepción de las estrellas;
nuestra estrella, el Sol, es única; es decir, no tiene compañera, y eso
precisamente es lo menos común en el universo. Los científicos han descubierto
que la mayoría de las estrellas tienen una o más compañeras. El setenta y cinco
por ciento de las estrellas pertenecen a sistemas binarios, y un diez por
ciento más a sistemas múltiples. Así que nuestro caso es algo poco usual.
Muchas de las estrellas que se consideraban únicas al aumentar la resolución de
los telescopios se han descubierto plurales.
En la constelación de Canis Major está la estrella Sirio, conocida desde
la Antigüedad, que en realidad es un sistema binario; la visible, Sirio A –una
estrella blanca–, y la minúscula, Sirio B, descubierta por el constructor de
telescopios Alvan Graham Clark 1862 y englobada en la categoría de enana blanca
en 1915 por astrónomos del Observatorio Monte Wilson, situado cerca de Los
Ángeles. En la constelación de la Cruz del Sur también es muy relevante la
estrella Alfa Crucis, en realidad otro sistema binario. Un ejemplo de sistema
ternario es el de la estrella Algol, en la constelación de Perseus.
Etapas evolutivas de los principales tipos de estrellas y objetos celestes
del cosmos. Se observa cómo a partir de la nebulosa se forma una estrella y las
posibles transformaciones que sufre hasta su final.
Incluso puede haber sistemas múltiples como, Tetha Orionis, una estrella
situada en la nebulosa de Orión, que en realidad es un sistema cuádruple,
conocido como El Trapecio. En la misma constelación, en el propio cinturón de
Orión, se encuentra también Sigma Orionis, una estrella brillante que al
enfocarla con suficiente aumento se observa que está formada por seis estrellas
más pequeñas.
Podemos imaginar cómo sería el paso del día en planetas que tuviesen
estrellas dobles, se podrían ver dos atardeceres, o mediodías con dos soles, o
incluso podría no haber noche porque la superficie siempre estaría iluminada
por una o por otra estrella.
Un descubrimiento peculiar surgió cuando el astrónomo estadounidense
Harlow Shapley (1885-1972), contemplando el firmamento desde el Observatorio
del Monte Wilson, se propuso estudiar unas estrellas especiales, las
denominadas variables Cefeidas. Estos astros, descubiertos en 1912
por la astrónoma Henrietta Swan Leavitt (1868-1921) en la constelación de
Cefeo, palpitaban a ritmos regulares y tenían mayor
luminosidad cuanto más largo era su período. Esta propiedad se empleó para
medir distancias estelares con bastante precisión. Precisamente Shapley,
observando estas estrellas, descubrió que la Vía Láctea era mucho mayor que lo
imaginado hasta entonces, y que el Sol no ocupaba su centro, sino un lugar
bastante alejado de él.
Otros de los objetos estelares observados pero todavía hoy no resueltos
totalmente son los denominados quásares. Inicialmente se pensó que
eran estrellas muy lejanas, pues su luminosidad era muy elevada, pero de muy
pequeño tamaño, pues sólo eran visibles con radiotelescopios. Fue el astrónomo
holandés Maarten Schmidt (1929) quien al estudiar este tipo de objetos se
percató de que a través del análisis de sus espectros lumínicos –que explicamos
en el capítulo anterior– se podía determinar la inmensa lejanía a la que se
encontraban. De hecho, el primero observado por Schmidt en 1963 se encontraba a
unos dos mil millones de años luz, por lo que, dada su pequeñez, su luminosidad
debía de ser equivalente a la de unas cien galaxias. Lo denominó quasi-stellar
radio source, que el astrónomo estadounidense de origen chino Hong-Yee
Chiu, bautizó en 1964 con su acrónimo quásar. Hoy en día se conocen
más de doscientos mil de estos objetos, que siguen en estudio, conjeturándose
que son núcleos activos de galaxias jóvenes en formación, quizá con un agujero
negro en su interior.
§. Las galaxias y sus agrupaciones
Y ahora debemos dar un nuevo paso hacia adelante, hemos de responder a
otra pregunta: ¿todos esos miles de millones de estrellas se encuentran libres
en el espacio o por el contrario forman parte de aglomerados estructurados?
La respuesta, ya imaginada por Kant en el siglo XVIII, como hemos visto
en el capítulo anterior, al conjeturar con los universos isla, se abrió camino
poco a poco.
En primer lugar, las observaciones del astrónomo estudioso de las
Cefeidas, Harlow Shapley, que trató de averiguar la estructura de nuestra Vía
Láctea. Por ello, estudió los cúmulos globulares, que contenían
entre diez mil y un millón de estrellas, percatándose de que estaban reunidos
en una región esférica que es donde la Vía Láctea presenta un máximo de anchura
y luminosidad; además, se trataba de zona muy limitada, por lo que se podía
inferir que en esa dirección se encontraba el centro del disco galáctico. Como
dijimos antes, el Sol no se halla ni remotamente cerca de él, hoy sabemos que
está una distancia de unos treinta mil años-luz, girando en torno a dicho
centro una vez cada doscientos millones de años, a una velocidad de unos
doscientos veinte kilómetros por segundo… Con ello, Shapley concluyó aseverando
que nuestra galaxia era única, y que el resto de los objetos visibles no eran
más que nebulosas de polvo y gas dispersos por el firmamento.
Por el contrario, el también astrónomo estadounidense Herbert Curtis
(1872-1942) defendía la teoría de los universos isla al asegurar que nuestra
galaxia no era más que una de tantas de las que pueblan el cosmos. Ambos,
Shapley y Curtis, protagonizaron en 1920 el conocido como Gran Debate en la
Academia Nacional de Ciencias de los Estados Unidos, en el que ambos
defendieron sus teorías sobre la estructura del universo.
La respuesta vino de la mano de uno de los mayores astrofísicos de la
época, el estadounidense Edwin Hubble (1889-1953), que observando en 1924 las
nebulosas espirales conocidas en el catálogo de Messier como M33 y M31,
descubrió en esta última –la nebulosa de Andrómeda– la existencia de estrellas
cefeidas. Al calcular, gracias a ellas, la distancia a la que se encontraba se
puede concluir que era un objeto muy grande, de tamaño similar a la Vía Láctea,
y desde luego muy apartado de esta. Se la rebautizó como galaxia de Andrómeda,
y Hubble continuó con el estudio de las nebulosas, concluyéndose que muchas de
ellas no eran en realidad sino galaxias, lo que colocaba a la nuestra como una
más de su vasto número –miles de millones– disperso por el universo.
La denominación galaxia deriva del término griego galakt,
“lácteo”, que resulta del aspecto que mostraban, similar a una mancha difusa y
blanquecina en el cielo nocturno. En realidad, una galaxia contiene muchos
objetos estelares: estrellas, gas, polvo cósmico, planetas, nebulosas, cúmulos
estelares y quizá materia oscura, de la que hablaremos más adelante.
Actualmente, los científicos especulan con que el número de estrellas en una
galaxia oscila entre diez millones y un billón, mientras que el número de galaxias
podría alcanzar unos cien mil millones; es decir, que la cantidad de estrellas
en el universo es un número bastante grande.
La primera clasificación de estos agregados interestelares proviene de
Hubble, que en 1926 las agrupó en varios tipos: elípticas, espirales e
irregulares. Las primeras son las mayores y contienen una gran cantidad de
estrellas viejas. Las segundas, por el contrario, contienen numerosas estrellas
jóvenes y abundante gas y polvo interestelar. Posteriormente, en 1936, el mismo
astrónomo propuso una clasificación más ambiciosa, que recibió el nombre de
secuencia de Hubble, que engloba los siguientes tipos:
1.
Elípticas, que incluyen desde las circulares a las totalmente elípticas. Un
ejemplo es la galaxia Virgo A, situada en la constelación de Virgo.
2.
Lenticulares, con forma de disco. Un ejemplo es la galaxia de Spindle, en la
constelación del Sextante.
3.
Espirales, con concentración central de estrellas y disco con brazos espirales.
Un ejemplo es la galaxia de Andrómeda, situada a unos 2,2 millones de años luz.
4.
Espirales
barradas, similares a las
anteriores pero en las que los brazos espirales surgen de una barra central. Un
ejemplo es nuestra Vía Láctea.
5.
Espirales
intermedias, cuya morfología compite
entre las dos anteriores.
6.
Irregulares. Un ejemplo es la pequeña nube de Magallanes, en la constelación del
Tucán, situada a unos doscientos mil años luz de nosotros.
Nuestra galaxia, la Vía Láctea. Es de tipo espiral con una gran
concentración de estrellas en su centro, en el que se especula que también
existe un agujero negro. Nuestro sistema solar ocupa un lugar alejado de esa
zona, en uno de los brazos espirales, a una distancia de él de unos treinta mil
años luz, es decir, unos 282 000 billones de kilómetros.
Pero al igual que las estrellas, las galaxias también pasan por diversos
estados evolutivos. El astrónomo estadounidense Carl Seyfert (1911-1960), que
trabajaba en el Observatorio del Monte Wilson donde se dedicaba a estudiar
principalmente estos objetos estelares, descubrió en 1943 que algunas de las
galaxias de tipo espiral emitían una fuerte radiación electromagnética desde su
núcleo central, lo que según los teóricos debería atribuirse a la existencia de
un agujero negro supermasivo en él. Estos objetos se denominaron galaxias
Seyfert en honor a su descubridor.
Otro tipo de galaxias son las denominadas radiogalaxias, que
emiten grandes cantidades de energía en forma de ondas de radio. Estas y las
anteriores, junto con los cuásares comentados más arriba, se
engloban en el conjunto denominado de galaxias activas por la
cantidad de radiación emitida; se conjetura que son galaxias jóvenes en
formación con un agujero negro muy activo en su núcleo central.
Las galaxias no están libres en el universo, sino que se concentran
entre sí por la atracción gravitacional existente entre ellas, formando
primeramente grupos que a su vez se reúnen dando lugar a entramados mayores
denominados cúmulos, que también interactúan con otros formando
los supercúmulos de galaxias.
La Vía Láctea pertenece al grupo local que tiene un diámetro de unos
cuatro millones de años luz y que contiene unas treinta galaxias, de las que la
mayor es la de Andrómeda. Este grupo pertenece al cúmulo de Virgo, que engloba
entre mil quinientos y dos mil grupos de galaxias. Los científicos especulan
con la posibilidad de que la Vía Láctea y la galaxia de Andrómeda puedan
colisionar dentro de unos tres o cuatro mil millones de años.
Pero aunque conocemos mucho de ellas, las galaxias no dejan de
sorprender a los científicos por las incógnitas que todavía contienen. Una de
ellas es la relativa a la denominada materia oscura.
Galaxias asociadas. Las galaxias se hallan agrupadas en entidades más y más
complejas, unidas por fuerzas de atracción gravitacional. Nuestra Vía Láctea
pertenece al grupo local, que a su vez está incorporado al cúmulo de Virgo,
englobado en el supercúmulo de Virgo.
En 1933, el astrofísico de origen suizo Fritz Zwicky (1898-1974),
trabajando en el Instituto Tecnológico de California, observó el cúmulo de
galaxias Coma y se percató de que los movimientos existentes en el conjunto
eran demasiado grandes para las alrededor de mil galaxias perceptibles; es
decir, era preciso que existiera más masa en aquella zona para que los
movimientos debidos a las atracciones gravitacionales fueran los que se
observaban. La única respuesta que podía ser creíble fue propuesta por Zwicky:
debían existir grandes cantidades de materia indetectable por los instrumentos
ópticos del momento, por lo que la señaló como materia oscura.
Esta masa se agrupa en las zonas externas de las galaxias, en los halos
galácticos, y su composición se supone muy variable: desde neutrinos y nubes de
gases, hasta cuerpos estelares no luminosos como enanas marrones, blancas o
rojas muy débiles, e incluso planetas aislados, a todos estos en conjunto se
les designa como MACHOs ( Massive Astrophysical
Compact Halo Object).
En los últimos años se han descubierto ingentes zonas que podrían
contener este componente tan curioso. Incluso en 2005, astrónomos de la
Universidad de Cardiff descubrieron una galaxia situada a unos cincuenta
millones de años luz del cúmulo de Virgo, compuesta casi enteramente por
materia oscura.
Al parecer este elemento es muy común en el universo; se especula que
mientras la materia visible sólo constituye el cinco por ciento de la materia
del cosmos, la oscura representaría hasta el veintitrés por ciento, dejando el
setenta y dos por ciento restante para la energía oscura, de la que hablaremos
más adelante.
Como hemos comprendido a lo largo de este apartado, los científicos
ahora saben que nuestra galaxia es como un grano de arena en el vasto entramado
del universo. Pero además han comprendido que todos estos conjuntos estelares
forman parte de agregados superiores que nos inducen a suponer que esa
sensación de anarquía de las estrellas que observamos por su ubicación en el
firmamento es sólo aparente, pues actualmente sabemos que la ordenación y la
estructuración de toda la materia es una peculiaridad generalizada en el
cosmos.
§. ¿Qué son los agujeros negros?
En nuestro recorrido por los confines del universo nos encontramos con
un fenómeno que no por habitual, pues lo hemos oído en las noticias y visto en
multitud de filmes de ciencia-ficción, resulta más comprensible: es el caso de
los agujeros negros.
En tiempos tan lejanos como 1783, el geólogo inglés John Michell
(1724-1793), teórico de la astronomía y la gravitación, publicó un artículo en
la Royal Society en el que conjeturaba que si la llamada velocidad de escape de
un cuerpo de la Tierra era aquella velocidad mínima que debía alcanzar dicho
cuerpo para vencer la fuerza de gravedad que lo mantiene preso en
el planeta –que por cierto, es de alrededor de cuarenta mil kilómetros por
hora–, podrían existir estrellas muy masivas en las que esa velocidad de escape
superase a la de la luz, que es de trescientos mil kilómetros por segundo. En
ese caso ni siquiera ella misma podría abandonar el astro, y la imagen que
alcanzaríamos a detectar sería la de una zona oscura en el espacio.
Con esta premisa podemos decir que los agujeros negros son regiones del
espacio de una enorme densidad, ya que contienen tal cantidad de masa que su
fuerza gravitatoria impide que salga de esa área cualquier objeto que se
encuentre en su zona de influencia, e incluso la propia luz. De ahí su
calificativo, negro.
Tuvieron que pasar muchos años y muchos científicos hasta que esta idea
volvió a la actualidad. El astrónomo alemán Karl Schwarzschild (1873-1916)
publicó en 1916, unos meses antes de alistarse para participar en la Primera
Guerra Mundial, un artículo en el que, utilizando las ecuaciones que Albert
Einstein describía en su teoría general de la relatividad, calculó el radio que
debería tener un objeto en función de su masa para que cumpliese las
propiedades descritas para un agujero negro (aunque aún no había recibido tal
denominación). Por ejemplo, si el Sol alguna vez pudiera convertirse en un
agujero negro, debería comprimirse hasta contener toda su masa en una esfera de
tres kilómetros de radio, y si fuera la Tierra la que sufriera esa
transformación, su masa debería estar contenida en un radio de aproximadamente
nueve milímetros. Con ello dedujo que sólo estrellas supermasivas podrían
alcanzar la posibilidad de ser agujeros negros.
Este tipo de objeto estelar tiene un límite, es su zona de influencia,
que se denomina horizonte de sucesos; cualquier objeto que lo
atraviese es engullido por el agujero.
En aquella época se lo consideró como un estudio teórico extravagante,
pues se suponía que ninguna estrella podría alcanzar el tamaño necesario para
transformarse en agujero negro, y además estático, según la teoría de
Schwarzschild, por lo que esta pronto se sumergió en el olvido.
En 1963, el matemático neozelandés Roy Kerr (1933), utilizando las
ecuaciones de campo de la relatividad general de Einstein, postuló la
posibilidad de que el agujero negro no estuviera estático como había supuesto
en sus cálculos Schwarzschild, sino que –como el resto de los objetos
estelares– sufriera un movimiento de rotación. Sus cálculos propusieron la
existencia de otro tipo de agujeros negros que se formarían tras el colapso
gravitacional de una estrella masiva rotativa, y que como trascendente diferencia
con los anteriores, contendrían una zona intermedia entre el horizonte de
sucesos y el exterior, que denominó ergosfera, y de la que luego
hablaremos.
Este avance supuso para la comunidad científica creer en la viabilidad
real para la existencia de estos objetos, y por ello, científicos de la talla
de los británicos Stephen Hawking (nacido en 1942) y Roger Penrose (nacido en
1931) comenzaron a estudiarlos. Ambos publicaron, a partir de la década de los
sesenta del pasado siglo, diversos artículos que incluían el análisis de sus
características, geometría y propiedades.
Mas antes de seguir, debemos ser justos y darle el mérito que le
corresponde al físico estadounidense John Wheeler (1911-2008), que en 1967
acuñó el término agujero negro para este fenómeno astronómico
que hasta entonces se denominaba estrella congelada o singularidad
desnuda.
Es mundialmente famoso el libro de Hawking Breve historia del
tiempo (1988) en el que, además de teorizar sobre el espacio y el
tiempo, el origen y el destino de nuestro universo, presenta una elegante
explicación que abarca desde el origen de estos misteriosos objetos
prácticamente indetectables, hasta su comportamiento en el continuo
espacio-temporal, así como su influencia sobre los objetos cercanos y su
posible fin.
La teoría de la relatividad de Einstein nos indica que cuando existen
grandes fuerzas gravitacionales el entramado espacio-temporal puede alterarse
deformándose y ralentizándose, respectivamente. Precisamente un agujero negro
es un objeto que tiene la facultad de realizarlo, produciendo en el tejido
espacial un hundimiento irreversible, y prácticamente deteniendo el tiempo en
las inmediaciones del horizonte de sucesos. Utilizando estos conceptos, Hawking
ha teorizado profusamente en la descripción de lo que ocurre al acercarse a uno
de estos objetos. Si un intrépido astronauta fuera capaz de llegar a
aproximarse a él no notaría nada hasta llegar al horizonte de sucesos, aunque
un observador exterior percibiría que cada vez se desplaza más y más despacio;
no importaría lo que esperase, porque nunca le verá alcanzar el horizonte. Se
trataría una ilusión óptica, ya que realmente el astronauta no tarda una
cantidad infinita de tiempo en cruzar el horizonte, sino que a medida que se
acerca, la luz que emite el astronauta tarda cada vez más tiempo en llegar al
observador; de hecho, la radiación emitida cuando se cruza el horizonte se
mantendrá allí para siempre y dará la impresión de estar congelada. En cambio,
el astronauta, una vez que atravesase este punto, ya no podría salir del
agujero negro, y cada vez sus fuerzas gravitacionales le empujarían más hacia
dentro, hacia el centro del agujero negro, de manera que sus pies –más cercanos
a esa posición– serían atraídos con más fuerza que su cabeza –más alejada de
ella–, provocando su estiramiento hasta la desintegración total.
Hoy conocemos que existen desde micro agujeros negros, como el
descubierto en 2008 por Nikolai Saposhnikov y Lev Titarchuk, situado en la
constelación del Altar, en la Vía Láctea, que tiene una masa equivalente a 3,8
soles y tan solo veinticuatro kilómetros de diámetro, hasta los supermasivos,
que tienen una masa de entre un millón y mil millones la de nuestro Sol y que
se encuentran en el centro de la mayor parte de las galaxias del universo.
Pero, si son inobservables ¿cómo podemos saber que están ahí? La
respuesta es doble: o bien se observan sus efectos gravitacionales sobre
cuerpos cercanos o bien es preciso que el agujero esté devorando una estrella
cercana, puesto que en este proceso se emiten rayos X detectables por
telescopios espaciales.
En este segundo caso, cuando existe en sus inmediaciones una estrella
compañera cuya materia van absorbiendo, se alcanzan altísimas temperaturas al
mismo tiempo que se emiten rayos X. Es mediante la observación de esta emisión
de radiación como somos capaces de detectarlos. Al entrar en espiral en el
agujero negro, el gas procedente de la estrella forma lo que llamamos disco
de acreción. Este gas se acelera cada vez más al acercarse, calentándose
hasta millones de grados, con lo que irradia con más fuerza rayos X. Esas ondas
son bloqueadas por la atmósfera de la Tierra, por lo que sólo pueden detectarse
mediante telescopios espaciales.
Dibujo que muestra el disco de acreción de un agujero negro alimentándose de
una estrella compañera. Se emiten rayos X durante este proceso, que pueden
captarse mediante telescopios o sondas adecuados .
Así fue como en 1964, empleando un detector de rayos X situado a bordo
de un cohete suborbital Aerobee lanzado desde la base espacial de White Sands
(Nuevo México, en Estados Unidos), se detectó la emisión de una intensa fuente
estelar de rayos X cerca de una estrella super gigante azul cuya masa era la de
unos veinte soles, situada en la constelación del Cisne, cerca del centro de
nuestra galaxia. La materia de la estrella era irremisiblemente atraída por un
objeto de una masa entre cinco y diez veces la del Sol, y los rayos X procedían
del disco de gas que entraba en espiral en el objeto. El resplandor de rayos X
detectado era intermitente, lo cual evidenciaba que el miembro oscuro del
sistema binario era un agujero negro. Se le bautizó como Cignus X-1, y fue el
primero de una larga lista de los descubiertos hasta ahora.
Tal y como suponen los científicos, muchas galaxias suelen contener
agujeros negros en su zona central, y la nuestra no es una excepción. En 2002,
el equipo del astrofísico Rainer Schödel, del Instituto Max Planck, observando
el movimiento de una estrella cercana a un objeto denominado Sagitario A
concluyó que este es un objeto compacto muy masivo, del orden de 3,7 millones
de veces la masa solar en un radio no mayor de 45 UA (1 unidad astronómica es
la distancia media entre la Tierra y el Sol y cuyo valor es alrededor de ciento
cincuenta millones de kilómetros) situado a unos veintisiete mil años luz de
nosotros. Se trataba del agujero negro central de la Vía Láctea.
Precisamente uno de los últimos descubiertos fue sorprendido en pleno
banquete estelar por los astrónomos Ryan Chornock y Suvi Gezari, de la
Universidad John Hopkins, en mayo de 2010 gracias al telescopio Pan-STARRS 1,
en Hawái. Observaron el resplandor en el corazón de una galaxia situada a dos
mil setecientos millones de años luz, que fue haciéndose progresivamente más
intensa y que alcanzó su punto culminante a mediados de julio para ir
apagándose paulatinamente. Este era supermasivo, pues tenía una masa tres
millones de veces superior a la de nuestro Sol.
Todavía nos quedan algunas preguntas que surgen al pensar en estos
objetos, ¿son los agujeros negros inmutables, duran para siempre? Y, sobre
todo, ¿juegan algún papel importante en la evolución del universo?
La primera pregunta fue contestada por Stephen Hawking en 1976 cuando
postuló que estos objetos podrían emitir partículas, idea que le habían
transmitido tres años antes los científicos rusos Yakov Zeldovich y Alexander
Starobinsky. El cosmólogo británico demostró que los agujeros negros podían
formar pares de partículas, de las cuales alguna podría aparecer fuera del
horizonte de sucesos –que como dijimos fija el límite del campo de acción del
objeto– y, por tanto, escapar. Esta emisión, denominada radiación de Hawking,
es un suceso muy lento pero importante en la escala de tiempo del universo, lo
que haría que su masa se dispersase poco a poco hasta que llegase a
desaparecer.
Y respecto a nuestra última pregunta, sobre el papel que pueden jugar
estas entidades estelares con el fin del universo, tema que comentaremos en el
próximo capítulo, las controversias científicas continúan, pues si estamos
inmersos en un universo abierto –otros piensan que es de tipo cerrado–, los
agujeros negros irían devorando poco a poco toda la materia estelar a su
alcance e incluso fusionándose unos con otros, hasta quedar uno único que
también desaparecería con el tiempo por emisión de la radiación de Hawking que
comentábamos más arriba. Pero esto no ocurrirá antes de, al menos, un trillón
de años, que es un período bastante largo.
Después de explicar la génesis y las propiedades exóticas de estos
objetos cósmicos no podemos acabar sin indicar lo que algunos científicos
especulan, considerando que a través de la ergosfera del agujero negro, en
determinadas condiciones, se podría entrar en una zona espacio-temporal con
forma de túnel que los científicos denominan agujeros de gusano –que
comentaremos en el próximo capítulo– que quizá conectaría estos entes con otros
denominados agujeros blancos de los que podríamos emerger
situándonos en otra región distante del universo, o… quizás en otro tiempo.
§. Existen planetas fuera del sistema solar
Y por fin uno de los mayores sueños de los escritores y admiradores de
la ciencia-ficción se cumplió. En octubre de 1995 los astrónomos suizos Michel
Mayor y Didier Queloz descubrieron, girando alrededor de una estrella, el
primer planeta fuera de nuestro sistema solar. Se bautizó como 51 Pegasi b. Su
tamaño está comprendido entre los de Júpiter y Saturno.
Anteriormente se había descubierto en 1992 un conjunto de planetas de
masa similar a la de la Tierra orbitando en torno a un púlsar. E incluso, en
1988 y 1989, se descubrieron sendos objetos que, aunque inicialmente no se
consideraron planetas, posteriormente se ha confirmado su realidad como tales.
Estos planetas se denominaron extrasolares o exosolares,
y son muy abundantes en el cosmos. La dificultad para detectarlos radica en que
la luz que nos llega de ellos es sumamente débil, y en que la estrella
alrededor de la cual orbitan emite tal resplandor que la eclipsa por completo.
Por ello, es preciso emplear métodos indirectos para localizarlos. Los más
utilizados son los denominados de tránsito, velocidades radiales y astrometría.
El primero consiste en observar cambios de luz en la estrella provocados por el
movimiento –tránsito– del planeta a su alrededor. El método de las velocidades
radiales determina cambios en los espectros de la luz de la estrella al
acercarse o alejarse de nosotros –velocidad radial– por las perturbaciones que
provoca el planeta compañero. Y el último método enumerado emplea las
perturbaciones gravitacionales de oscilación que provoca el planeta en el astro
al que está unido.
Los exoplanetas más numerosos entre los encontrados son gigantes
gaseosos de masa similar a Júpiter o mayores, ya que con los métodos utilizados
son los más fácilmente detectables, aunque los científicos especulan con que en
realidad no son los más abundantes. Pero desde que se descubrió el primero, los
cazadores de exoplanetas se han multiplicado, y la lista de estos objetos crece
día a día de forma vertiginosa.
El primer sistema planetario múltiple se localizó entre 1996 y 1999,
situado en torno a la estrella Upsilon Andromedae, en la constelación de
Andrómeda, distante unos cuarenta y cuatro años luz de la Tierra, y aún en la
fase evolutiva de la secuencia principal, que hemos comentado anteriormente en
este mismo capítulo. En total se trataba de cuatro planetas, de masas entre una
y cuatro veces la de Júpiter.
En el año 2000, el astrónomo norteamericano Artie Hatzes descubrió el
exoplaneta que hasta 2012 conservó el título de ser el más cercano a nosotros.
Se trataba del Epsilon Eridani b, de la constelación del Río, ya referenciada
por Ptolomeo en el siglo II. Es un planeta de tipo joviano situado a unos diez
años luz.
Utilizando la información proporcionada por el telescopio espacial
Hubble, en 2003 se confirmó la existencia del hasta ahora planeta más antiguo,
de unos doce mil setecientos millones de años, en la constelación de Escorpio.
Se le bautizó como planeta Matusalem, está situado a unos cinco mil seiscientos
años luz y tiene una masa 2,5 veces la de Júpiter. Correspondería a la primera
generación de planetas en el universo; nuestra Tierra es un planeta de tercera
generación formado por las cenizas de otros cuerpos celestes.
En 2006 se catalogaron los dos planetas más lejanos, SWEEPS-04 y
SWEEPS-11, que se encuentran en la constelación de Sagitario, a una distancia
aproximada de veintidós mil años luz de nosotros. Su masa es de unas cuatro y
diez veces la de Júpiter, respectivamente.
En 2007, se anunció el descubrimiento de un exoplaneta 1,7 veces mayor
que Júpiter, situado a mil cuatrocientos años luz, en la constelación de
Hércules. Se le denominó TrES-4. Aunque es de mayor tamaño que Júpiter, tiene
menos masa, por tanto su densidad es muy baja (230 kg/m3), Algunos
científicos han calificado a TrES-4 como el planeta esponjoso. Recordemos que
el planeta menos denso del sistema solar es Saturno (690 kg/m3),
cuya densidad es inferior a la del agua (1000 kg/m³). Una curiosidad sobre
Saturno es que si se le arrojase sobre un océano, flotaría
como una balsa.
En 2009 se descubrió el planeta extrasolar más parecido a nuestro
planeta, el CoRoT 7-b, con una masa unas cinco veces mayor y un radio casi del
doble. Orbita alrededor de una estrella muy similar a nuestro Sol que se
encuentra a unos trescientos noventa años luz de distancia. En realidad este
planeta es un infierno, pues está mucho más cerca de la estrella de lo que está
Mercurio del Sol, la temperatura en su superficie se calcula entre mil y mil
quinientos grados centígrados.
En el año 2010, un equipo de astrónomos de la Universidad de Ginebra que
trabajaban en el Observatorio de La Silla, en Chile, descubrió en una estrella
similar a nuestro Sol, en la constelación de Hydra, el mayor grupo planetario
hasta la fecha; un total de siete planetas conformaban el sistema, aunque se
especula con que en total sean hasta nueve. De ellos cinco son similares en
tamaño a Neptuno, uno a Saturno y otro a la Tierra.
En 2011, la sonda espacial Kepler, lanzada por la estadounidense NASA
(National Aeronautics and Space Administration) en 2009 con la misión
específica de buscar nuevos planetas, localizó el Kepler 22-b, primero situado
en la denominada zona habitable de un sistema solar. Se encuentra a unos
seiscientos años luz, y su radio es poco más del doble del de la Tierra. Dada
su posición respecto de la estrella, si tuviese atmósfera su temperatura en la
superficie podría oscilar alrededor de los 22º C, lo que lo convierte en el
mejor candidato conocido hasta ahora para albergar vida fuera de nuestro
entorno.
También en 2011 se descubrió el hasta ahora planeta más denso, cinco
veces más que el plomo, el KOI-55 b, en la constelación del Cisne. Se trata del
resto del planeta original, tal y como quedó tras la fase de gigante roja de la
estrella que se hinchó y se tragó el planeta evaporando buena parte de él.
En otoño de 2012, astrónomos del Observatorio Europeo Austral (ESO)
descubrieron el exoplaneta más cercano a la Tierra. Este objeto se encuentra en
el grupo de estrellas Alfa Centauri, en la constelación del Centauro, más
concretamente orbita alrededor de Alfa Centauri B, situada a unos 4,3 años luz
de nosotros. Se trata de un planeta rocoso cuya posición respecto de la
estrella es más cercana que la de Mercurio de nuestro Sol. La temperatura en su
superficie se estima de unos mil doscientos grados.
Además de los métodos antes comentados para detectar exoplanetas, a
partir del 2006 se pusieron en marcha diversas misiones espaciales con ese
mismo fin. La primera, fue la COROT (Convection, Rotation et Transits
Planétaires) liderada por la Agencia Espacial Francesa (CNES) y la Agencia
Espacial Europea (ESA), principalmente. El satélite transporta un telescopio de
veintisiete centímetros de diámetro y orbita casi a novecientos kilómetros de
la Tierra. Hasta el año 2011 descubrió un total de veintitrés planetas.
La misión Kepler comenzó en 2009 cuando la NASA lanzó desde cabo
Cañaveral el cohete que transportaba la sonda con el telescopio espacial. Esta
sonda orbita en torno al Sol cada 372 días. La sonda observará simultáneamente
unas ciento cincuenta mil estrellas buscando posibles planetas en torno a
ellas. En diciembre de 2011, la NASA anunció que el número de candidatos
detectados hasta entonces ascendía a 2321. De ellos, doscientos siete tendrían
un tamaño similar al de la Tierra, aunque sólo uno, Kepler-22b, que hemos
comentado un poco más arriba, estaba confirmado. La misión finalizará
previsiblemente en 2016, y hasta la fecha se ha confirmado la localización de
setenta y cuatro exoplanetas.
Para los próximos años están previstas similares misiones como la
PEGASE, la Darwin o la PLATO (Planetary Transits and Oscillations of Stars),
que intentarán ampliar más aún el catálogo de estos planetas, confirmando o no
muchos de ellos, y lo que es más importante, concretando cuáles albergan las
condiciones esenciales para que sea factible la existencia de vida en su
superficie. Nuestro sueño definitivo.
§. El universo se expande. El Big Bang y la historia del tiempo
Ya hemos descrito cómo es el universo actual y cómo los astrónomos
fueron definiendo sus características mediante el descubrimiento de los objetos
que contiene, así como dando forma a su estructura y ordenación.
Pero una pregunta nos asalta en este momento, o mejor deberíamos decir,
desde siempre, desde que el hombre miraba al cielo y se maravillaba de lo que
veía en él: ¿cómo empezó todo?
Albert Einstein (1879-1955), en su teoría general de la relatividad,
publicada en 1917, comentaba la naturaleza de la gravitación que rige en el
universo y obtuvo ecuaciones que predecían que el espacio-tiempo debía estar en
constante expansión; es decir, que el universo debía ir aumentando su volumen
paulatinamente. Einstein, que como todos sus contemporáneos creía que el
universo era estático e inmutable, se horrorizó ante las consecuencias que se
derivaban de estas conclusiones. Por ello, se propuso corregirlas inventándose
lo que denominó constante cosmológica, que permitía anular la
expansión del universo en sus ecuaciones, devolviéndoles la perdida
estabilidad. Cuando se demostró la realidad de dicha expansión unos años
después, Einstein no tuvo más remedio que calificar su corrección como el error
más grande de su trayectoria científica.
Trabajando con las ecuaciones de Einstein, el físico y matemático ruso
Alexander Friedmann (1888-1925) obtuvo en 1922 y 1924 soluciones que
demostraban que no se podía esperar que el universo fuese estático, pero que no
tuvieron demasiada repercusión entonces en el ámbito científico.
En 1927, un sacerdote católico, astrofísico de profesión, el belga
George Lamaître (1894-1966), desconocedor de los trabajos de Friedmann, obtuvo
similares conclusiones al desarrollar las ecuaciones de Einstein, y también con
semejante repercusión. En 1930 el astrofísico Arthur Stanley Eddington, del que
hemos hablado anteriormente en este mismo capítulo, no conforme con el concepto
de universo estático vigente hasta entonces, merced al escrito remitido por
Lamaître con sus deducciones, resultados y derivaciones que llevaban
inexorablemente hacia el universo en continua expansión, decidió exponerlo a la
sociedad científica mediante una conferencia ante la Real Sociedad Astronómica
británica. La repercusión fue extraordinaria, pues el artículo de Lamaître fue
calificado de «brillante, decididamente original y satisfactorio», ya que daba
respuesta a uno de los mayores interrogantes de la Cosmología.
Posteriormente, en 1931, Lamaître, en un artículo titulado «El comienzo
del mundo desde el punto de vista de la teoría cuántica», propuso la idea de
que si el universo estaba en expansión, en el pasado –al principio de los
tiempos– debería haber ocupado un espacio cada vez más pequeño, proponiendo
para su origen la existencia de un átomo primigenio o huevo
cósmico que, con su explosión, provocó la génesis de todo el cosmos.
El posible conflicto sobre las relaciones entre ciencia y fe que
provocaban las propuestas de Lamaître, un sacerdote católico como hemos dicho
antes, resuelto a conceder a la ciencia su soberanía en sus cuestiones, fue
zanjado por él mismo en un artículo donde explicaba:
El científico cristiano debe dominar y aplicar con sagacidad la técnica
especial adecuada a su problema. Tiene los mismos medios que su colega no
creyente. También tiene la misma libertad de espíritu, al menos si la idea que
se hace de las verdades religiosas está a la altura de su formación científica.
El científico cristiano va hacia adelante libremente con la seguridad de que su
investigación no puede entrar en conflicto con su fe. Incluso quizá tiene una
cierta ventaja sobre su colega no creyente; en efecto, ambos se esfuerzan por
descifrar la múltiple complejidad de la naturaleza en la que se encuentran
sobrepuestas y confundidas las diversas etapas de la larga evolución del mundo,
pero el creyente tiene la ventaja de saber que el enigma tiene solución, que la
escritura subyacente es al fin y al cabo la obra de un Ser inteligente, y que
por tanto el problema que plantea la naturaleza puede ser resuelto y su
dificultad está, sin duda, proporcionada a la capacidad presente y futura de la
humanidad. En cierto sentido, el científico prescinde de su fe en su trabajo,
no porque esa fe pudiera entorpecer su investigación, sino porque no se
relaciona directamente con su actividad científica.
Fue el astrónomo estadounidense Edwin Hubble –del que ya hablamos antes–
quien publicó en 1929 sus observaciones realizadas sobre los movimientos de las
galaxias, en donde sorprendentemente comprobaba que la gran mayoría de ellas se
alejaban de nosotros, y más deprisa cuanto más lejos se encontraban. Eso sólo
podía ocurrir si, tal y como proponía Lamaître, el universo estaba en continua
expansión. Pero eso, como podría suponerse, no significa que nuestra galaxia
ocupe un lugar central en él; la situación real queda descrita si consideramos
al espacio como la superficie de un globo que se va hinchando poco a poco. En
esta superficie se encuentran las galaxias, con sus estrellas y los demás
objetos que forman el cosmos. A medida que se hinchase dicho globo se
observaría cómo los objetos se separarían unos de otros al mismo tiempo sin que
existiera ningún punto central; es lo que ocurre, el espacio se agranda como el
globo imaginado.
El astrofísico ucraniano George Gamov (1904-1968) continuó desarrollando
las propuestas de Lemaître y les proporcionó un nuevo apoyo. Tras colaborar con
diversas universidades y centros científicos europeos se trasladó a Estados
Unidos para incorporarse al equipo que desarrollaba la bomba atómica, el
denominado Proyecto Manhattan. En 1948 publicó un artículo, «El origen de los
elementos químicos», que mostraba cómo el helio pudo producirse tras la
explosión del átomo primigenio a partir de núcleos de hidrógeno y protones, lo
que consecuentemente conduciría posteriormente a la formación de otros
elementos, y en el que también predecía que debería existir una radiación de
microondas ocupando el universo como resultado de su nacimiento.
El espaldarazo definitivo a la teoría de la expansión del universo se
produjo en 1965, cuando los físicos estadounidenses Arno Penzias (nacido en
1933), de origen alemán, y Robert Woodrow Wilson (nacido en 1936) descubrieron
por casualidad la existencia de una fuente de ruido en la
atmósfera que dificultaba las recepciones de una antena para comunicaciones por
satélite que estaban fabricando para los laboratorios Bell, en New Jersey. Una
vez descartados todos los ruidos parasitarios comprobaron que esa fuente
provenía por igual de todas las direcciones del espacio, que en realidad era
radiación cósmica de microondas con una temperatura de aproximadamente -270 ºC,
que era a la vez lo previsto por Gamow en sus teorías sobre el origen del
cosmos en expansión. Penzias y Woodrow oyeron los ecos de la
gran explosión, y por su descubrimiento recibieron en 1978 el Premio Nobel de
Física.
Hasta 1949 no se bautizó esta teoría con el nombre de Big Bang (Gran
Explosión); paradójicamente, y en un contexto irónico, por uno de sus mayores
detractores, el astrónomo británico Fred Hoyle, que defendía precisamente una
hipótesis distinta, la del universo estacionario, según la cual no
había ni principio ni fin para el cosmos.
Los últimos hallazgos permiten estimar que el universo se formó hace
unos trece mil setecientos millones de años a partir del Big Bang.
Pero en realidad no existió ninguna explosión, sino que toda la energía
existente estaba contenida en un punto primigenio –singularidad– de
densidad infinita que en sí mismo era todo el universo. A medida que este se
expandía, se vendrían dando las condiciones para que parte de la energía se
transformase en las partículas componentes de la materia. Poco a poco, el
universo se iría enfriando, y estas partículas comenzarían a unirse para formar
otras más complejas que, a su vez, constituirían los átomos, que en un
principio fueron de hidrógeno y helio en proporción 4:1.
Pero ¿conocemos cuál fue la cronología de todo este suceso?
Hoy los científicos especulan de forma acorde con lo que ocurrió a
partir de los 1043 segundos, es decir 0,0000… (Hasta cuarenta y
dos ceros en total)… unos segundos después del Big Bang; pues desde
el tiempo cero hasta entonces la oscuridad sobre lo ocurrido es total. En ese
momento, las cuatro fuerzas fundamentales de la naturaleza (electromagnetismo,
gravedad y las dos nucleares) estarían unificadas en una sola. A partir de
entonces, el universo, que ocupa 10-35 metros y que está a una
temperatura de 1032 grados, comienza a expandirse y a
enfriarse.
Cuando han transcurrido 1032 segundos después del
inicio, y la temperatura ha descendido unos diez mil grados, comienza el
período inflacionario en el que el universo crece de forma vertiginosa hasta
tener el tamaño aproximado de una naranja.
Para un tiempo transcurrido de 10-12 segundos (una
billonésima de segundo) tras el Big Bang, la temperatura existente
es de unos mil billones de grados y se crean los quarks, los electrones, los
neutrinos y sus antipartículas, y el tamaño del universo es cercano al de la
actual órbita Tierra-Sol.
Transcurrida ahora una millonésima de segundos más, la temperatura baja
hasta el billón de grados y comienzan a crearse los protones, neutrones y
fotones. Sin embargo, aunque ya existen los fotones portadores de luz no se
ilumina el universo todavía, pues la alta densidad de electrones existente en
él lo impide. Su tamaño es ahora equivalente al de nuestro sistema solar.
No ocurre mucho más hasta alcanzar los trece segundos desde el origen de
todo, ahora la temperatura es de un mil millones de grados –unas setenta veces
mayor que en el centro del Sol–, y se comienzan a formar los núcleos de
hidrógeno y helio.
A partir de los tres primeros minutos la temperatura existente es
similar a la de las estrellas, y como los fotones ya pueden moverse libremente,
la luz inunda el cosmos, que continúa expandiéndose a un ritmo regular similar
al actual.
Pasados unos cien mil años, la temperatura se ha estabilizado en unos
tres mil grados y ya se han formado los átomos de hidrógeno y helio, origen de
todos los astros.
Ya han transcurrido mil millones de años desde que el huevo cósmico
comenzó a expandirse, y comienzan a originarse las primeras protogalaxias y los
agujeros negros. La temperatura del espacio ha decaído terriblemente, es de
unos 258 grados bajo cero.
Las estrellas comienzan a formarse unos tres mil millones de años
después, y pasados unos diez mil quinientos millones de años tras el Big
Bang , se conforman nuestro Sol, la Tierra y el resto de los planetas
de nuestro entorno. La temperatura esperada para el frío espacio estelar es la
encontrada por los científicos proveniente, como hemos comentado, de la
radiación de fondo de microondas, alrededor de -270 grados.
Dibujo que muestra la génesis del universo desde el Big Bang hasta el
momento actual. Se distinguen las diferentes etapas de formación del cosmos con
el tiempo transcurrido en cada una de ellas.
El nobel de Física de 1979 y profesor de la Universidad de Harvard, el
estadounidense Steven Weinberg (nacido en 1933) nos regaló en 1977 un libro
maravilloso, el clásico Los tres primeros minutos del universo, en
el que explica de forma asombrosamente didáctica todo lo ocurrido durante esos
instantes primordiales en la existencia del todo.
Otro de los libros de cabecera que permite comprender la génesis del
universo es el ya comentado anteriormente de Stephen Hawking, Breve
historia del tiempo (1988), en el que sintetiza las hipótesis, teorías
y descubrimientos hasta la fecha en relación con el principio y el fin de
universo, que conforma un conjunto de información unificada y organizada tan
adecuadamente que permite descubrir al lector aficionado la esencia de la
pregunta primordial que siempre nos hechiza, ¿de dónde venimos?
Con el fin de hacernos una idea más gráfica del tiempo transcurrido
desde el origen del universo hasta nuestros días, los científicos utilizan el
denominado calendario cósmico propuesto por el astrofísico
Carl Sagan (1934-1996) en su libro Dragones del Edén. En este
calendario cronológico del universo, su tiempo de existencia, trece mil
setecientos millones de años, correspondería a un año completo del calendario
terrestre. Así, cada mil millones de nuestros años corresponderían a unos 26,6
días del calendario cósmico. Aproximadamente, y para hacernos una imagen
comprensible de tan extensas cantidades de tiempo, podemos incorporar la
siguiente tabla:
|
Fecha en el calendario cósmico |
Hace unos …
(años) |
Suceso |
|
1 de enero |
13.700.000.000 |
Big Bang |
|
8 de abril |
10.000.000.000 |
Origen de la Vía láctea |
|
29 de agosto |
4.600.000.000 |
Formación del sistema
solar |
|
3 de septiembre |
4.400.000.000 |
Formación de la Tierra |
|
27 de septiembre |
3.500.000.000 |
Aparición de la vida en
la Tierra |
|
6 de noviembre |
2.000.000.000 |
Aparición de plantas fotosintéticas |
|
15 de noviembre |
1.700.000.000 |
Primeras células con
núcleo |
|
12 de diciembre |
650.000.000 |
Primeros invertebrados |
|
16 de diciembre |
480.000.000 |
Primeros vertebrados |
|
23 de diciembre |
230.000.000 |
Aparición los dinosaurios |
|
25 de diciembre |
150.000.000 |
Aparición de las aves |
|
27 de diciembre |
65.000.000 |
Extinción de los dinosaurios |
|
29 de diciembre |
4.000.000 |
Primeros homínidos |
|
30 de diciembre |
200.000 |
Aparición del hombre |
|
31 de diciembre |
3.400 |
Empleo del alfabeto |
¿Y qué ocurrirá después, cómo terminará este periplo por el espacio y el
tiempo? En el próximo capítulo comentaremos las teorías actuales que intentan
dar forma a ese futuro siempre muy lejano.
§. Observatorios astronómicos y nuevas técnicas instrumentales
Pero para conocer todas estas maravillas es preciso observarlas o
detectarlas. Ya han pasado casi doce siglos desde que se construyeron los
primeros observatorios astronómicos en Bagdad y Damasco, como comentábamos en
el capítulo 2, y las técnicas y aparatos han sufrido infinidad de cambios y
mejoras, tal y como también hemos reflejado anteriormente en este libro. Pero
es en la segunda mitad del siglo XX cuando el avance que experimentará este
campo es impresionante, y los progresos tecnológicos se suceden aceleradamente.
No sólo son las características mecánicas, ópticas o de parámetros de
medición las que determinan las bondades de un buen observatorio astronómico.
La observación astronómica depende de climas secos, estables y de la
transparencia de la atmósfera. Los lugares ideales para su ubicación son las
montañas cerca de las costas oceánicas, zonas áridas y altiplanos desérticos
donde, además, la contaminación lumínica sea prácticamente inexistente. Si se
ha construido para la detección de la radiación infrarroja, es necesario que se
ubique en lugares muy secos y extremadamente fríos, pues toda la
instrumentación debe trabajar a temperaturas de decenas de grados bajo cero.
Actualmente, los ordenadores son los encargados de controlar los telescopios y
los instrumentos, El edificio de un observatorio moderno es un sistema
inteligente en donde la tradicional imagen del astrónomo que observa el ocular
pacientemente durante horas y horas ha pasado a la historia.
Los últimos avances tecnológicos han permitido que la observación
astronómica se lleve a cabo no sólo sobre la superficie, terrestre sino que se
ha desplazado a la atmósfera, al espacio exterior e inclusive bajo tierra. La
atmósfera filtra las radiaciones infrarrojas y ultravioletas, por lo que fuera
de ella se puede obtener mejor la información proveniente de estas ondas
electromagnéticas. Por ello, en observatorios a bordo de aviones, mediante
telescopios espaciales o sondas interestelares, se pueden conseguir testimonios
acerca del cosmos hasta ahora invisibles desde nuestro entorno terrestre.
Y las técnicas instrumentales también han avanzado, como no podía ser de
otra manera, notablemente. Ya no disponemos sólo de medios ópticos, ni siquiera
nos hemos conformado con el estudio de los espectros lumínicos. Las nuevas
técnicas incluyen también el análisis de la información que nos llega de la
parte del espectro electromagnético que incluye las ondas de radio. Así, nació
la radioastronomía.
Como dijimos anteriormente, la atmósfera absorbe la mayor parte de las
ondas electromagnéticas lumínicas, pero no ocurre lo mismo con una buena parte
de las ondas de radio. La ventana que deja nuestra capa gaseosa permite el paso
de ondas de frecuencia entre cinco megahercios y trescientos gigahercios
(longitudes de cien metros a un milímetro), que son correspondientes a las
altas radiofrecuencias.
En 1993, el ingeniero de radio estadounidense Karl Guthe Jansky
(1905-1950), que trabajaba en los laboratorios Bell en New Jersey, se percató
de que el centro de nuestra galaxia producía ondas de radio de 14,6 metros que
eran captadas por las antenas terrestres. Otro ingeniero, el también
estadounidense Grote Reber, que aunaba su interés amateur por
la astronomía con del radioaficionado, informado del descubrimiento de Jansky,
diseñó en 1973 su propio radiotelescopio, y ya en 1944 había diseñado un mapa
celeste completo de las emisiones de radio en la Vía Láctea.
Uno de los mayores avances en este terreno lo llevó a cabo el británico
Martin Ryle (1918-1984), que concibió la técnica que hoy conocemos como interferometría
astronómica, por la que apuntando diferentes receptores de señales sobre un
mismo objeto se multiplican sus intensidades, amplificándose, por tanto, y
consiguiendo así una mejor resolución. Por este trabajo consiguió en 1974 el
Premio Nobel de Física, que compartió con el radioastrónomo británico de su
equipo de investigación, Anthony Hewish. Este premio lo recibieron también por
el descubrimiento en 1967 del primer púlsar –estrella de neutrones– que emitía
periódicamente fuertes chorros de ondas de radio.
Hoy en día los observatorios astronómicos están equipados con
instrumentos que permiten incrementar las investigaciones con esta técnica de
recepción de ondas de radio. Las mejores antenas receptoras son las
parabólicas, aunque tienen la dificultad de que es necesario ampliar mucho el
plato de recepción para conseguir señales válidas para su estudio.
Una de las aplicaciones más importantes de esta nueva técnica es la de
caracterización de especies químicas. Por ejemplo, el hidrógeno es visible en
el rango de los veintiún centímetros (zona UHF de ondas de radio). Actualmente
se han detectado más de cien especies moleculares interestelares por medio de
esta técnica.
Vamos a ir comentando a continuación las peculiaridades, avances y
logros de los observatorios más importantes del siglo XX, empezando con del
Monte Wilson, uno de los mayores de Estados Unidos, fundado en 1904 por el
astrofísico George Hale. Su mayor telescopio es el denominado Hooker, en honor
a su benefactor; es de tipo reflector –utiliza espejos en lugar de lentes para
enfocar la luz y formar imágenes– con 2,5 metros de abertura. Con el telescopio
menor (1,5 metros), el astrónomo Harlow Shapley midió por vez primera el tamaño
de nuestra galaxia y se determinó la posición del Sol en ella. El telescopio
Hooker fue empleado por Edwin Hubble para determinar las distancias y
velocidades de lo que los astrónomos de la época pensaban que eran nebulosas,
demostrando –tal y como vimos anteriormente en este capítulo– que eran lo que
él denominó universos islas separados de la Vía Láctea, y que posteriormente se
bautizaron como galaxias. Igualmente descubrió, con la ayuda de Milton Humason,
las primeras indicaciones de que el universo se encuentra en expansión.
La contaminación atmosférica de la cercana ciudad de Los Ángeles obligó
a Hale a proyectar y construir otro gran observatorio más al sur, el
Observatorio del Monte Palomar (a mil setecientos metros de altitud), cerca de
la ciudad de San Diego, cuyo telescopio se diseñó con 5,1 metros de abertura.
Sus mayores descubrimientos están referidos al estudio detallado de
galaxias, cuásares, la primera estrella del tipo enana marrón, y las lunas de
Urano Calibán y Sycorax. En este observatorio, el astrónomo estadounidense
Allan Rex Sandage encontró nuevas pruebas sobre el modelo de expansión del
universo y especuló con la existencia en él de ciclos de contracción y
dilatación.
Hoy en día, el Observatorio de Monte Wilson alberga algunas de las
instalaciones más avanzadas de interferometría óptica, con nueve telescopios, y
además mantiene operativo científicamente el telescopio de 2,5 metros. El del
Monte Palomar, por otro lado, también sigue muy activo, con nueva
instrumentación que permitió por ejemplo, descubrir Éride en 2005, el, hasta
ahora, mayor exoplaneta enano.
En 1979 se crea el telescopio de espejo múltiple, el MMT (Multiple
Mirror Telescope), que combinaba la luz de seis espejos generalmente
hexagonales de 1,8 metros de diámetro sobre una estructura compleja manejada
por ordenador, consiguiendo una superficie reflectora de 4,5 metros. Se situó
en el Observatorio del monte Hopkins (2.606 metros), cerca de Tucson (Arizona).
Actualmente dispone de un telescopio de espejo de 6,5 metros de diámetro. Uno
de sus principales logros fue tomar imágenes de la nube de polvo alrededor de
la gigante roja Betelgeuse.
Entre 1993 y 1996 se diseñan dos de los mayores telescopios reflectores
ópticos, los Keck I y Keck II, que se ubican en el Observatorio W. Keck situado
en el volcán extinto Manua Kea (4.205 m), en Hawái. Cada uno tiene 9,8 metros
de diámetro, y está formado por treinta y seis espejos segmentados. Sus
espectrógrafos, cuyas capacidades resolutorias son extraordinarias, han dado
lugar a muchos descubrimientos revolucionarios, tales como poblaciones
estelares de galaxias lejanas, núcleos activos de galaxias, cúmulos galácticos
y cuásares, así como nuevas evidencias que apoyan la teoría del Big
Bang. Este instrumento ha detectado más planetas extrasolares que cualquier
otro en el mundo.
También instalado en Manua Kea se halla el telescopio Subaru, de 8,2
metros de diámetro, un gran espejo monolítico con sistemas de óptica activa,
que opera con luz infrarroja. El telescopio funciona desde 1999. Uno de sus
últimos descubrimientos se refiere a un conjunto de galaxias situadas en la
constelación de Vulpecula, a once millones de años luz, que han pasado por un
estallido de formación estelar que puede ser clave para entender cómo se
formaron las galaxias en el universo temprano, dado que parece ser que se
remontan a unos 2,7 millones de años después del Big Bang. Los
científicos especulan con que estas galaxias en pleno florecimiento pueden
ser protorracimos, formas antiguas de las actuales galaxias que
todavía parecen estar creciendo en hasta su tamaño completo.
Otro de los gigantes telescópicos es el Hobby-Eberly (HET). Se trata de
un telescopio de 9,2 metros, con espejo primario que consta de noventa y un
elementos hexagonales, situado en el observatorio McDonald, en Texas, desde
1997. El telescopio ha conseguido, mediante estudios espectroscópicos, muy
valiosa información acerca de nuestro sistema solar, de las estrellas de
nuestra galaxia y de otras galaxias. También es un excelente rastreador de
planetas que orbitan alrededor de otras estrellas.
El Very Large Telescope (VLT) es un conjunto de cuatro grandes
telescopios de 8,2 metros ubicados en la cima de cerro Paranal, en el desierto
de Atacama (Chile). Puestos en funcionamiento progresivamente entre 1998 y
2001, el conjunto VLT es el observatorio más potente del hemisferio sur. Los
cuatro grandes telescopios pueden utilizarse de forma separada, o bien
conjuntamente para formar un gran interferómetro óptico.
El hemisferio sur todavía cuenta con otro de los más prestigiosos
observatorios del mundo, el Gemini, que consta de dos telescopios gemelos
ópticos de 8,1 metros que se encuentran operativos científicamente desde el
2003. El Telescopio Géminis Norte, llamado oficialmente C. Gillett Gemini
Telescope, también está situado como el Subaru y los Keck, en la cumbre del
Mauna Kea. El telescopio vio su primera luz en 1999 y comenzó sus actividades
científicas en 2000. Dado que Geminis Norte puede observar en el infrarrojo
cercano y medio, se estudian con su ayuda los procesos de formación estelar y
planetaria. Geminis Sur, entretanto, se localiza en cerro Pachón, a dos mil
setecientos metros, cerca de La Serena (Chile).
El gran telescopio binocular (LBT) está localizado en el monte Graham
(3.260 m), en las montañas Pinaleno (Arizona). Es uno de los telescopios
ópticos más avanzados tecnológicamente, con mayor resolución, y la apertura de
sus dos espejos lo convierte en el mayor telescopio óptico del mundo. Empezó a
funcionar en 2005 y se hizo operacional en el modo binocular en el 2008. En el
verano de 2010 alcanzó un gran avance que anuncia una nueva era de astronomía
terrestre, pues mediante el empleo de una nueva óptica adaptativa de
actualización sobrepasó la agudeza del telescopio espacial Hubble, del que
hablaremos un poco más adelante.
El mayor telescopio óptico del mundo es el Gran Telescopio de Canarias
(GTC) instalado en el Observatorio del Roque de los Muchachos (2.396 m), en la
isla canaria de La Palma, que comenzó sus trabajos en 2007. Se trata de un
telescopio que observa la luz visible e infrarroja con un espejo primario de
10,4 metros, segmentado en treinta y seis piezas hexagonales. Sus mayores
frutos obtenidos hasta el momento nos han proporcionado gran información sobre
los agujeros negros, las estrellas y galaxias más alejadas, y las condiciones
iniciales del cosmos tras el Big Bang.
Imagen de la Vía Láctea captada desde el Observatorio de cerro Paranal, en
Chile, con el Very Large Telescope (VLT).
Como hemos comentado anteriormente, la atmósfera terrestre supone un
gran lastre para la observación astronómica. La capa de aire que rodea nuestro
planeta emborrona las imágenes que nos llegan del espacio exterior. No se trata
sólo de las condiciones climatológicas, de por sí impredecibles, que pueden
ocultar un fenómeno irrepetible, o las de contaminación lumínica, sino de la
propia naturaleza de nuestro océano gaseoso. Excepto la luz visible y las ondas
de radio, el resto de las radiaciones lumínicas sólo la atraviesan
parcialmente, por lo que la información proveniente de los sucesos del cosmos
ha sido erradicada en su mayor parte cuando nos alcanza.
Por ello, los científicos siempre han buscado tener un telescopio que
escrute desde fuera; todos soñaron con poner en el espacio uno que les
permitiese romper con las ataduras de la atmósfera. Y por tanto, desde que la
tecnología hizo posible la puesta en órbita de satélites espaciales, la meta
era conseguir colocarlos allí, con lo que dio comienzo la época de las mejores
y más bellas imágenes extraídas nunca por el hombre del lejano vacío cósmico,
la denominada era del telescopio espacial.
Por vez primera se levantó el velo atmosférico el 7 de diciembre de
1968, cuando fue lanzado con éxito el primer telescopio espacial: el
Observatorio Astronómico Orbital (OAO-2), bautizado también como Stargazer. Se
trataba de un satélite estadounidense de dos toneladas cuyo instrumento
principal estaba formado por cuatro telescopios de 30,5 centímetros de diámetro
cada uno, conectados a una cámara de televisión especial para poder estudiar el
espectro ultravioleta, una de las regiones prohibidas para la astronomía
terrestre. Estuvo en funcionamiento hasta 1973, y entre sus descubrimientos
están los enormes halos de hidrógeno de varios miles de kilómetros que rodean
los cometas, y las observaciones de estrellas novas.
El segundo telescopio en el espacio fue el Orión-1, lanzado por la Unión
de Repúblicas Socialistas Soviéticas (URSS) en abril de 1971 a bordo de la
primera estación espacial de la historia, la Salyut 1, y fue operado por
astronautas soviéticos. El Orión-1 era un pequeño telescopio reflector, de
veintiocho centímetros de diámetro, para estudiar también imágenes en
ultravioleta.
A partir de entonces se multiplicaron los lanzamientos de sondas
espaciales cuyas misiones abarcan todo un abanico de posibilidades y que están
permitiendo a los investigadores actuales ir desentrañando poco a poco los
misterios del cosmos.
En 1995 se puso en marcha uno de los proyectos más interesantes, el
estudio de la corona solar y de las propiedades magnéticas de nuestro Sol. La
sonda espacial Solar and Heliosferic Observatory (SOHO) es responsable de ello.
El seguimiento de la actividad solar, la predicción de llamaradas, el análisis
del flujo del viento solar, la evolución de las manchas solares, el
conocimiento de las temperaturas en sus distintas capas, así como de su
magnetismo son algunos de los aspectos acerca de los que remite información.
Una curiosidad del SOHO es que ha descubierto más de dos mil cometas cercanos
al Sol, imposibles de ver desde la Tierra debido a la fuerte luminosidad de
nuestra estrella.
Actualmente, la terminología ha dado un paso más y ya se habla de
auténticos observatorios espaciales, pues la capacidad de observación,
análisis, fotografía y tratamiento digital de la información que captan los
convierten en verdaderos diseños de la ciencia astronómica.
En 1990, la NASA puso en marcha el proyecto que denominó de grandes
observatorios, por el que se proponía poner en funcionamiento cuatro potentes
ingenios espaciales. El primero de ellos fue el telescopio Hubble (HTS),
bautizado así en honor a Edwin Hubble. Fue puesto en órbita a 593 kilómetros de
la Tierra, en 1990, como un proyecto conjunto de la NASA y de la Agencia
Espacial Europea. El HST es un telescopio de tipo reflector y su espejo
primario tiene un diámetro de 2,4 metros. Orbita a unos veintiocho mil
kilómetros por hora, pero se trata de un telescopio accesible, pues puede ser
abordado por un transbordador espacial para misiones de reparación,
mantenimiento o instalación de nuevos instrumentos. Las imágenes que nos ha
enviado el Hubble son auténticamente maravillosas. El hombre nunca había
conseguido ver el espacio profundo con esta nitidez y repleto de tantas formas
espectaculares. Son imágenes de galaxias, nebulosas, agujeros negros…, incluso
el violento choque del cometa Shoemaker-Levy 9 contra Júpiter fue nítidamente
percibido en 1994. También está proporcionando una valiosísima información
acerca del origen y la edad del universo. Uno de sus últimos descubrimientos se
refiere al planeta GJ 1214b, cuya masa sería de unas 6,5 veces la terrestre, y
su radio de 2,7 veces el de nuestro planeta. Se trataría de una supertierra que
orbitaría alrededor de una estrella enana roja situada a unos cuarenta y dos
años luz del sistema solar. Los datos obtenidos permiten conjeturar que se
trata de un mundo acuático: un planeta con un núcleo de roca y hielo cubierto
por una densa atmósfera de vapor de agua en equilibrio con un océano global de
centenares de kilómetros de profundidad que estaría constantemente en
ebullición, dado que su temperatura media alcanzaría los doscientos treinta
grados centígrados.
El segundo de los grandes observatorios fue el Compton de Rayos Gamma
(CGRO), que recibió tal nombre en honor al físico estadounidense Arthur
Compton, galardonado con el Premio Nobel de Física en 1927 por sus estudios
acerca de ese tipo de emisión electromagnética. Fue puesto en órbita en 1991
por la lanzadera espacial Atlantis. Sus descubrimientos permitieron estudiar
las fuentes de rayos gamma en el universo, así como los púlsares. Concluyó su
funcionamiento en el 2000.
El siguiente fue el observatorio Chandra de Rayos X (CXC), llamado así
en honor al físico de origen hindú Subrahmanyan Chandrasekhar. Comenzó su
andadura cósmica en 1999 merced a la lanzadera Columbia de tan trágico final,
como seguramente recordaremos, que explotó en 2003 con toda la tripulación a
bordo al poco del despegue. Las informaciones remitidas por este equipo han
detectado y analizado explosiones de supernovas e identificado los tipos de
elementos químicos presentes en ellas, o nebulosas de gas intergaláctico a
millones de grados de temperatura. También han sido capaces de comprobar cómo
la rotación de una estrella de neutrones en el centro de la nebulosa del
Cangrejo la alimenta de energía, por lo que le permite seguir brillando después
de mil años de producida la explosión de la supernova que la originó. Chandra
también ha estado informando a los astrónomos sobre los quásares, las estrellas
binarias, los agujeros negros o los chorros de rayos X que son expulsados desde
ellos. Una de sus últimas aportaciones se refiere al descubrimiento del púlsar
con movimiento más rápido que haya sido detectado jamás; tiene aproximadamente
quince mil años, se encuentra a una distancia de unos treinta mil años luz de
la Tierra y parece rotar a una velocidad de unos diez millones de kilómetros
por hora.
Por último, el telescopio espacial Spitzer (SST), preparado para la
observación infrarroja, fue lanzado en 2003. Su nombre es un homenaje a Lyman
Spitzer, destacado impulsor de los telescopios espaciales. Su misión principal
es detectar la estructura y composición de los discos de polvo y gas que rodean
a las estrellas cercanas que forman parte del proceso de formación de sistemas
planetarios. Uno de sus últimos descubrimientos es el del planeta UCF-1.01, de
un tamaño de alrededor de dos tercios del de la Tierra. Se halla orbitando
alrededor de una estrella situada sólo a treinta y tres años luz, pero aunque
UCF-1.01 tenga un radio similar al terrestre, no se trata de un planeta
habitable, pues la distancia a su estrella es menor que la de Mercurio al Sol,
por lo que el planeta es extremadamente caliente, y se estima que la
temperatura en su superficie será de unos 600 ºC.
Para detectar la denominada materia oscura, de la que hablaremos en el
capítulo siguiente, se lanzó en 2006 el telescopio espacial PAMELA (Payload for
AntiMatter Exploration and Light-nuclei Astrophysics). Este artefacto tratará,
además, de estudiar las partículas cósmicas, su origen y la presencia de
antipartículas en el frío espacio interestelar.
Entre los postreros ingenios situados en órbita destacaremos los
observatorios espaciales Herschel y Planck pertenecientes a la Agencia Espacial
Europea (ESA), lanzados en 2009 desde la base de Kurú, en la Guayana Francesa a
bordo de un cohete Ariane 5.
La misión del Herschel abarca muy variados aspectos, desde estudiar la
formación y evolución de galaxias en el universo primitivo, la creación de
estrellas y su interacción con el medio interestelar, la observación de la
composición química de la atmósfera y la superficie de cometas, planetas y
satélites, hasta examinar la química molecular del universo, entre otras. Una
de sus contribuciones principales ha sido la observación de la formación de una
estrella que contiene actualmente entre ocho y diez veces la masa del Sol, algo
que según las teorías astrofísicas actuales no puede ocurrir, pues aunque se
sabía de la existencia de esos monstruos super masivos, nunca habían podido ser
observados en su estado inicial. Está rodeada de gas y polvo en cantidad equivalente
a unas dos mil masas solares que seguirá alimentándola hasta convertirla,
dentro de unos cuantos centenares de miles de años, en una de las estrellas más
grandes y brillantes de la Vía Láctea. También ha descubierto que el ritmo de
formación de las estrellas se ha ralentizado en los últimos tiempos. Uno de sus
ulteriores hallazgos es una especie de filamento gigante repleto de galaxias en
el que brillan miles de millones de estrellas. Este filamento, que se extiende
a través de ocho millones de años luz, conecta dos cúmulos de galaxias que se
prevé colisionarán con un tercer cúmulo, dando lugar a uno de los mayores
supercúmulos de galaxias del universo, que estará a más de siete mil millones
de años luz de nosotros.
Por su parte, el Observatorio Planck tiene como objetivo principal
estudiar la radiación de fondo de microondas resto del Big Bang.
Actualmente, ha completado los dos primeros mapas celestes en su misión de
cartografiar el cosmos y ha detectado emisiones de polvo en nuestra galaxia y
en vecinas, como las Nubes de Magallanes.
En 2010 se lanzó el artefacto más sofisticado jamás diseñado para
estudiar el Sol, el telescopio espacial el Solar Dynamics Observatory (SDO). Su
misión consistía en investigar su campo magnético para comprender mejor cómo
influye en la química atmosférica de la Tierra y en el clima.
Como adelanto de lo que será el futuro de esta tecnología, la NASA ha
anunciado la puesta en marcha del programa denominado Next Generation Space
Telescope con la intención de dar un paso más en la investigación espacial. El
primero de estos ingenios será el telescopio espacial James Webb (JWST), que
está proyectado para remplazar al Hubble, y aunque en principio iba a ser
puesto en órbita en el año 2013, parece que problemas de financiación forzarán
que empiece a funcionar en torno al 2018. Su reflector primario será de unos
6,5 metros, y estará compuesto de dieciocho espejos hexagonales. Su misión
consistirá en buscar la luz de las primeras estrellas y galaxias formadas tras
el Big Bang, estudiar su formación y evolución, así como los
orígenes de la vida.
§. La astronáutica. El viaje a las estrellas
Pero el ser humano no se ha contentado con ver las maravillas celestes
ni con enviar observadores mecánicos que le acerquen a los misterios cósmicos.
El hombre siempre ha albergado en lo más íntimo un sueño: liberarse de las
ataduras del planeta y viajar por el espacio estelar para descubrir la grandeza
de la naturaleza, llegando a los confines del universo.
Y este sueño comenzó a hacerse realidad en el siglo pasado.
Anteriormente, los escritores, en muchos casos por delante de los
avances científicos, ya habían imaginado esta posibilidad. Desde Jules Verne
con suDe la Tierra a la Luna (1866) pasando por H. G. Wells conLos
primeros hombres en la Luna (1901) o Edgar Rice Burroughs y Bajo
las lunas de Marte (1912), los autores del incipiente género literario
conocido hoy como ciencia-ficción ya iban marcando pautas o generando ideas que
en muchos casos se hicieron realidad en pocos años.
Los primeros cohetes referenciados fueron construidos en China allá por
el año 1000, empleando pólvora con la que rellenaban tallos de bambú para
fabricar así petardos para ceremonias y festivales religiosos. Observaron que
los que no explotaban eran propulsados por los gases emitidos por la pólvora
inflamada y se desplazaban en todas direcciones.
En el siglo XIII, el monje inglés Roger Bacon mejoró la calidad de la
pólvora y aumentó así el alcance de los cohetes. En Francia se comprobó que al
disparar un cohete desde un tubo metálico se perfeccionaba la precisión. En el
siglo XVI se produjo un gran avance, también mediante los fuegos artificiales:
el cohete se dividía en varias etapas que se iban quemando y desprendiendo,
hasta que la última y más pequeña llegaba al objetivo. Este sistema sería
fundamental para las naves que mucho más tarde se enviarían al espacio.
El problema básico de todos los ingenios tanto tripulados como no es
cómo escapar de la Tierra. La fuerza de la gravedad nos atrae inexorablemente
hacia abajo, y sólo mediante la aplicación de otra fuerza que la supere podemos
abandonar la superficie terrestre. La denominada velocidad de escape es la
mínima que debe tener un cuerpo para conseguir salir al espacio exterior, y en
nuestro planeta es de algo más de cuarenta mil kilómetros por hora.
Con el fin de conseguir alcanzar esta velocidad, los científicos
especulaban con el tipo de motores, el combustible adecuado o la forma más
apropiada para las naves espaciales, hasta que el físico ruso Konstantin
Tsiolkovski (1857-1935), en su obra La exploración del espacio cósmico
por medio de los motores de reacción (1903), expuso el principio del
cohete: un aparato que puede aplicarle aceleración (empuje) expulsando parte de
su masa a alta velocidad en la dirección opuesta. También propuso la forma segmentada
de los cohetes y la utilización de combustible líquido, que proporciona más
rendimiento. Publicó más de quinientos trabajos científicos dedicados a los
vuelos espaciales.
Otro de los pioneros de la astronáutica fue el físico estadounidense
Robert Goddard (1882-1945), que, aunque incomprendido en su época, sentó las
bases de la moderna navegación espacial. En 1926 diseñó y lanzó el primer
cohete de combustible líquido, con un tamaño de poco más de medio metro, que se
elevó unos doce metros en un vuelo de dos segundos, demostrando que estos
artefactos eran viables.
El considerado tercer padre de la astronáutica fue el físico rumano
Hermann Oberth (1894-1989), quien en 1922 sentó las bases de su trabajo en el
libroDie Rakete zu den Planetenräumen ( Los cohetes hacia
el espacio interplanetario). En 1929, mientras trabajaba en la Universidad
Técnica de Berlín, consiguió elevar su primer cohete de combustible líquido,
el Kegeldüse.
Durante la Segunda Guerra Mundial, el ingeniero espacial alemán Wernher
von Braun (1912-1977), tomando como base los diseños e ideas de Goddard,
construyó los misiles balísticos denominados V2 que, con un
peso de doce mil quinientos kilos y una longitud de catorce metros, y empleando
combustible líquido, consiguieron un alcance de hasta trescientos veinte
kilómetros, por lo que fueron utilizados contra ciudades de los aliados, sobre
todo en Gran Bretaña y produjeron cuantiosos daños a la población.
Precisamente, tras la finalización de la guerra, Von Braun, junto con
casi setecientos científicos alemanes de ramas tan dispares como la cohetería,
la electrónica, la aeronáutica, la inteligencia militar o la medicina, quedaron
englobados dentro de la llamada Operación Paperclip para ser reclutados por el
gobierno de Estados Unidos que, a cambio de su cooperación en las diferentes
ramas científicas que les eran propias, los eximiría de culpa por su pasado
nazi, integrándolos en la sociedad norteamericana y otorgándoles su
nacionalidad. Precisamente, fue a Von Braun a quien se puso al frente de la
construcción para el ejército del misil balístico Júpiter y
los cohetes Redstone usados por la NASA –fundada en 1958 por
el presidente Eisenhower para competir con el programa espacial soviético– para
los primeros lanzamientos del Programa Mercury, que luego comentaremos. En
1960, este programa pasó directamente a la NASA y allí se le encomendó la
construcción de los gigantescos cohetes Saturno. Von Braun fue el
principal diseñador del Saturno V, que el año 1969 convertiría el
sueño en realidad al llevar por primera vez al hombre a la Luna.
Pero retrocedamos un poco. Al principio fueron los ingenieros soviéticos
los que tomaron el liderazgo de lo que luego se denominó carrera
espacial. El ingeniero ucraniano Serguéi Koroliov (1907-1966), que comenzó
trabajando para el ejército soviético, consiguió en 1933 el primer lanzamiento
con éxito de un cohete de combustible líquido, el denominado GIRD-09.
Siguió trabajando en este campo hasta que su vida sufrió un terrible e
inesperado cambio. En 1938, durante el período conocido como Gran Purga en la URSS,
Koroliov fue detenido, acusado de subversión y recluido en un gulag en
Siberia. A pesar de la dureza del cautiverio, sobrevivió, aunque con muchas
secuelas, hasta que fue trasladado a un centro de internamiento para
científicos durante la Segunda Guerra Mundial. En 1944 se desestimaron los
cargos en su contra, fue puesto en libertad y rehabilitado. Volvió a sus
trabajos de ingeniería de proyectiles y, partiendo del diseño del V2 alemán,
desarrolló nuevos prototipos.
Tras el final de la guerra, la rivalidad entre Estados Unidos y la URSS
iba en aumento progresivo durante la época de la Guerra Fría, y la conquista
del espacio, que empezaba a tener un efecto mediático importante entre la
población de ambos países, no iba a ser una excepción. Los soviéticos dedicaron
importantes esfuerzos humanos y económicos a ello, y con ese fin pusieron en
marcha el programa Sputnik, que pretendía poner en órbita satélites
artificiales. Koroliov dirigió personalmente su progreso, y el primero de
ellos, el Sputnik 1, fue lanzado desde Tyuratam (Kazajistán) en
octubre de 1957, y puesto en órbita con éxito. El triunfo impulsó al primer
secretario del Partido Comunista, Nikita Jrushchov, a exigir a sus ingenieros y
científicos un paso espectacular: poner en órbita un ser vivo. En menos de un
mes, Koroliov y su equipo construyeron el Sputnik 2, en el que
colocaron a la perra Laika, y lo mandaron al espacio. Este lanzamiento también
fue un gran logro, y ello pese a que por el sobrecalentamiento de la cápsula
Laika sólo sobrevivió durante unas siete horas, aunque las autoridades de la
URSS durante años aseguraron que fueron varios días. En todo caso, el
experimento para comprobar si un organismo era capaz de tolerar la salida al
espacio exterior fue satisfactorio.
El programa espacial soviético continuó adelante con la meta puesta en
la llegada a la Luna. Utilizando un prototipo de cohetes del tipo Vostok,
Koroliov consiguió que una nave, la Lunik 2, impactase contra la
superficie de nuestro satélite, e incluso la Lunik 3 consiguió
fotografiar su cara oculta.
El siguiente y obvio paso era colocar al hombre en el espacio. Empleando
un tipo de cohete denominado Vostok, el 12 de abril de 1961 se lanzó la nave
que alcanzó una órbita a trescientos quince kilómetros de la superficie
terrestre y cuya preciada carga era el cosmonauta ruso Yuri Gagarin. El vuelo
duró ciento ocho minutos y completó una órbita alrededor de la Tierra. La
vuelta a casa, no exenta de riesgos y dificultades, se produjo abandonando la
cápsula a unos siete kilómetros de altitud y descendiendo en paracaídas cerca
del pueblo ruso de Smelovka, aunque las autoridades soviéticas no reconocieron
este extremo durante años. Posteriormente, Koroliov propuso la idea de llevar a
una mujer al espacio. La elegida fue la también rusa Valentina Tereshkova, que
en el año 1963, a una altitud de 231 kilómetros, consiguió efectuar cuarenta y
ocho órbitas antes de regresar a nuestro planeta.
Como mejora del cohete Vostok, el equipo de Koroliov diseñó el Vosjod,
que permitió al cosmonauta Alekséi Leónov realizar en 1965 el primer paseo
espacial de doce minutos de duración, a 167 kilómetros de la Tierra. En esa
época el liderazgo de la Unión Soviética en la carrera espacial era
incuestionable. Pero en 1966, como consecuencia de sus problemas de salud,
fallecía el que sin duda había sido el artífice de los mayores éxitos
soviéticos en el campo de los viajes espaciales.
Los estadounidenses no se iban a conformar con esta situación de
liderazgo soviético, y ya en 1961, tras su llegada a la presidencia, John F.
Kennedy anunció una de sus prioridades en un discurso sobre las necesidades
urgentes de la nación ante el Senado y el Congreso:
Creo que esta nación debe asumir como meta el lograr que un hombre vaya
a la Luna y regrese a salvo a la Tierra antes del fin de esta década. Ningún
otro proyecto individual será tan impresionante para la humanidad ni más
importante que los viajes de largo alcance al espacio; y ninguno será tan
difícil y costoso de conseguir.
Y de este modo se pusieron los recursos económicos y humanos
imprescindibles para conseguirlo. El programa Apolo fue el encargado de ello.
Tal y como dijimos antes, Wernher von Braun y su equipo diseñaron el
cohete Saturno V de cuatro etapas. La cuarta etapa era la
nave Apolo propiamente dicha, que constaba de tres módulos, el
de mando, otro de servicio y el lunar, que se separaría de ellos en la órbita
de la Luna para emprender su descenso con dos astronautas a bordo. La misión
que llevó a cabo el alunizaje fue la undécima del programa. El lanzamiento se
realizó desde la base de cabo Kennedy, en Florida, y el módulo lunar del Apolo
XI se posó sobre la superficie de nuestro satélite el 20 de julio de
1969, ciento dos horas y cuarenta y siete minutos después del despegue,
llevando a bordo a los astronautas Neil Armstrong y Edwin Aldrin, mientras que
el tercero, Michael Collins, los esperaba en el módulo de mando. Posados en una
planicie oscura y basáltica denominada Mar de la Tranquilidad, realizaron
diversas tareas y experimentos y tomaron muestras para su posterior análisis en
la Tierra, durante unas dos horas y media en total. Realizada la misión,
volvieron a acoplarse al módulo de mando, el Columbia, para
regresar a nuestro planeta, cosa que realizaron 195 horas y diecinueve minutos
tras la partida, amerizando a unos mil quinientos kilómetros de las islas
Hawái. Los esfuerzos de todo el equipo de la NASA responsable de la misión
fueron recompensados, pues colocaron a Estados Unidos a la cabeza de la
exploración espacial, lugar que hoy en día todavía ocupa. Unos meses después,
el 19 de noviembre, el Apolo XII, en una misión que duró diez días,
alunizó de nuevo en nuestro satélite y realizó varias EVA (actividad
extravehicular) de casi ocho horas en total.
Hubo que esperar hasta febrero de 1971 para ver al hombre de nuevo sobre
la superficie selenita. Fue la misión Apolo XIV, que duró nueve
días y en la que el tiempo de recogida de muestras y realización de
experimentos ya fue de más de nueve horas. El Apolo XV, unos meses
después, también alunizó con la misión de utilizar el llamado rover
lunar para exploraciones de mayor alcance.
La misión Apolo XVI, en 1972, tuvo como novedad la
utilización por vez primera de la Luna como observatorio astronómico. Por su
parte, la misión Apolo XVII también en el mismo año, batió
varios récords, el de permanencia más prolongada en la Luna, con casi setenta y
cinco horas, el período más largo (siete horas y media) en la superficie lunar
sin interrupción, así como los de mayor tiempo de exploración, que fue de
veintidós horas, y mayor cantidad de muestras recogidas. Hasta nuestros días,
esta fue la última vez que el hombre recorrió el suelo lunar.
La URSS mientras tanto, y hasta el año 1976, envió diversas misiones
dentro del programa Lunik, que aterrizaron para tomar muestras. Todas ellas
fueron no tripuladas.
Pero con todo esto empieza una nueva etapa de la exploración espacial.
Las estaciones espaciales entran en escena. Son estructuras que se colocan en
órbita, que incorporan laboratorios que permiten realizar experimentos sin la
férrea traba de la gravedad, y además, observar los efectos a largo plazo sobre
el cuerpo humano de las condiciones espaciales, pues están dotadas de
habitáculos para que los astronautas se alojen en ellos. La ciencia-ficción se
ha ocupado mucho de estos objetos espaciales; recordamos, por ejemplo, el
atraque de una nave visitante en una de ellas a ritmo de vals en la
película 2001: una odisea en el espacio, o las series de
televisión Babylon 5 y Deep Space 9, perteneciente
esta última a la saga Star Trek, ambientadas ambas en sendas
estaciones.
Su estructura en un principio no era modular, sino que constaban de un
cuerpo central con un punto de atraque para naves tripuladas y un determinado
número de paneles solares. Eran las denominadas de primera generación como
las Soyuz y el Skylab que vamos a comentar.
En 1971, la URSS logró situar en órbita la que fuera primera estación
espacial, la Salyut 1, de casi diecinueve toneladas. Se mantuvo a
más de doscientos kilómetros de la Tierra durante 175 días, y fue visitada por
dos expediciones de astronautas, las Soyuz 10 y 11,
con el fin de realizar diversos experimentos médicos, biológicos y de
observación estelar.
Los esfuerzos de Estados Unidos empezaron a centrarse también en esa
dirección. En 1973 pusieron en órbita su primera estación espacial, el Skylab.
Con un peso de setenta y cinco toneladas, fue lanzada por un cohete del
tipo Saturno V. Se realizaron cuatro misiones en ella, y cayó a la
Tierra, concretamente en Australia, en 1979.
La segunda generación de estaciones espaciales ya incorporaba varios
puertos de atraque, y además podían repostar en órbita, ejemplos de este tipo
son las soviéticas Salyut 6 y Salyut 7, lanzadas
en 1977 y 1982, respectivamente.
La tercera generación comenzó con la entrada en servicio de la estación
espacial Mir, que incorporaba ya forma modular. Este diseño multiplicaba su
efectividad, pues permitía que se fueran añadiendo módulos específicos en
función de las necesidades, que llegaron a ser seis en el caso de la Mir. Este
ingenio, primero soviético y posteriormente ruso, empezó su andadura en 1986
con la puesta en órbita del primero de sus módulos. En 1987 se convirtió en un
proyecto de carácter internacional cuando se acopló a ella su cuarto módulo en
cuyo diseño habían participado soviéticos, británicos, holandeses, alemanes y
técnicos de la Agencia Espacial Europea.
Al finalizar la Guerra Fría, los estadounidenses, que decidieron
disminuir el presupuesto que destinaban a la NASA para colocar en el espacio
uno de estos ingenios, se dispusieron a colaborar con los rusos en sus
misiones. Diseñaron el programa Shuttle-Mir que combinaba las capacidades de la
estación Mir, que proveía de un laboratorio científico amplio y habitable en el
espacio exterior, y de los transbordadores de Estados Unidos que servían de
medio de transporte de personas y suministros. La colaboración se fue ampliando
hasta llegar a 1995, cuando estadounidenses y rusos compartieron experimentos
en ella.
Diversos incidentes acaecidos en 1997, como un incendio que se declaró
en la estación y la colisión que tuvo con uno de sus módulos la nave de carga
no tripulada Progress que se acercaba con suministros,
provocaron su declive. Había durado quince años, habían pasado por ella ciento
cuatro astronautas, que realizaron más de veintitrés mil experimentos y había
dado alrededor de 86 000 vueltas a la Tierra, pero ya era una estación
obsoleta, por lo que los rusos decidieron concluir la misión en el 2001 y
destruirla de forma controlada haciendo que cayeran sus 135 toneladas
convertidas en centenares de fragmentos en el océano Pacífico.
Actualmente a unos cuatrocientos kilómetros de altura está operativa la
Estación Espacial Internacional (EEI; en inglés, International Space Station,
ISS) que recogió el testigo dejado por su antecesora. En el proyecto participan
la NASA, la Agencia Espacial Federal Rusa, la Agencia Japonesa de Exploración
Espacial, la Agencia Espacial Canadiense y la Agencia Espacial Europea (ESA),
aunque también colaboran italianos y brasileños. Empezó su construcción en 1998
cuando el cohete ruso Protón colocó en órbita el módulo Zaryá,
diseñado para dotar a la estación espacial de la energía y propulsión. Meses
más tarde, la NASA puso en órbita el nodo Unity a través de su
transbordador espacial Endeavour. Desde entonces, año tras año se
han ido ensamblando los diversos componentes de la estación: módulos habitables
o de trabajo –generalmente laboratorios–, nodos de conexión o que contienen los
soportes vitales necesarios para la habitabilidad de la estación, el armazón
que sirve de estructura, los paneles solares y los brazos robotizados. La
estación gira alrededor de la Tierra a una velocidad media de veintisiete mil
setecientos kilómetros por hora y describe dieciséis órbitas al día.
Ya en 2012 se habían realizado treinta y un expediciones, y las líneas
de investigación dentro del terreno astronómico se centran en los siguientes
aspectos: estudiar la estructura y la evolución del universo, la exploración
del sistema solar, la conexión Tierra-Sol o la búsqueda de otros sistemas
planetarios; pero también tiene otros objetivos de estudio como son la
respuesta fisiológica al vuelo espacial, mejorar la precisión en previsiones a
largo plazo de fenómenos y cataclismos naturales (huracanes, volcanes…),
experimentar sobre gases y aerosoles en la estratosfera, perfeccionar los
sistemas de comunicación espaciales de uso comercial, observar el
comportamiento de los fluidos en condiciones de microgravedad, sintetizar
nuevos productos farmacéuticos, etc.
Pero también los científicos han buscado cómo llegar más allá. Han
querido obtener respuesta a muchos de los interrogantes mediante objetos que
puedan alcanzar objetos celestes distantes y devolver información. Los ingenios
diseñados a tal efecto son las sondas espaciales. Son ingenios de tamaño no muy
grande, entre dos y cinco metros, que en su estructura albergan, al menos, un
sistema energético con baterías y paneles solares, instrumentos de observación
como cámaras fotográficas o espectroscopios, y un equipo de comunicación
mediante antenas para retornar la información a la Tierra.
Las primeras sondas enviadas al espacio fueron las soviéticas Lunik,
que hemos comentado anteriormente. Las sondas del programa Venera, desarrollado
entre 1961 y 1983, tenían como misión el estudio del planeta Venus. En 1965 se
posó en su superficie la Venera 3, que tiene el honor de ser el
primer objeto fabricado por el hombre que llega al suelo de otro planeta.
La Venera 9, en 1975, mandó las primeras fotos de terreno
venusiano.
La también soviética Mars 3, del programa Marsnik, fue la
primera en tocar suelo marciano en 1971, y aunque por muy poco tiempo, envió
algunas imágenes de su superficie.
El programa Mariner de la NASA consistió en diez misiones desde 1962
hasta 1973, con el objeto de fotografiar y tomar diversos datos desde el
espacio de los planetas Marte, Venus y Mercurio. Como continuidad de esta
investigación, los EEUU pusieron en marcha en 1975 el programa Viking, que se
desarrolló durante cinco años y logró posar una sonda en el planeta en 1976 y
enviar importantes cantidades de fotos y datos resultantes de análisis
biológicos y moleculares extraídos de su entorno.
En la misma época, la NASA puso en marcha el programa Pioneer –que
heredó el nombre de otro de finales de los años cincuenta–, cuyas dos sondas
más importantes, la 10 y la 11, lanzadas en los años 1972 y 1973, tenían como
misión la observación de los planetas Júpiter y Saturno, respectivamente. La
primera descubrió los tenues anillos de Júpiter, y la segunda, dos nuevos
satélites saturninos. Por primera vez se incluyó en ambas una referencia a
nuestra existencia para cualquier civilización extraterrestre mediante una
placa grabada donde se representan las figuras de un hombre y una mujer, las
transiciones del átomo de hidrógeno y la posición de la Tierra en el sistema
solar y en nuestra galaxia.
Quizá una de las más conocidas misiones de este tipo corresponde a la
sonda espacial robótica Voyager 1, de setecientos veintidós
kilogramos, lanzada por la NASA en 1977, que como curiosidad comentaremos que
lleva un disco de oro titulado Sounds of heart que contiene
sonidos e imágenes que retratan la diversidad de la vida y la cultura en
nuestro planeta con el objetivo de dar a conocer la existencia de vida a alguna
posible forma de extraterrestre inteligente que lo encontrase. Su misión
inicial era visitar Júpiter y Saturno enviando todo tipo de datos y
fotografías. Alcanzó el planeta joviano en 1979 enviando más de diecinueve mil
instantáneas. Objeto de su investigación también fueron sus satélites, y
observó actividad volcánica en Ío; era la primera vez que se descubría fuera de
la Tierra. Alcanzó Saturno a finales de 1980 y descubrió allí estructuras
complejas en su sistema de anillos. Pero su misión continúa en la actualidad.
La Voyager 1 siguió su trayectoria por el sistema solar y
alcanzó sus confines. En junio de 2012, la NASA anunció que la Voyager
1 había enviado datos confirmando un aumento en la detección de
partículas cargadas del espacio interestelar, lo que hace pensar a los
científicos que se halla en el borde del sistema solar, a unos dieciocho
millones de kilómetros de nosotros. Ahora comienza su verdadero viaje a
las estrellas.
Desde entonces, las misiones espaciales no tripuladas han alcanzado gran
complejidad y sofisticación técnica. Prueba de ello fueron las misiones de 1996
al planeta rojo, la Mars Global Surveyor, con el objetivo de permanecer en
órbita remitiendo datos y fotos, y la Mars Pathfinder, cuyo equipo fue lanzado
un mes después del anterior, y que tras siete meses de viaje llegó a Marte en
1997. Esta última tenía como objetivos el estudio morfológico, geológico y
geoquímico de la corteza marciana, lo que conseguiría desplazándose hasta
cientos de metros del lugar del amartizaje mediante el empleo del rover
Sejourney, así como de la meteorología y constitución atmosférica.
Placa incorporada a las sondas Pioneer en la que se representan diversos
símbolos para identificar nuestra civilización y la posición que ocupa nuestro
planeta referida tanto al sistema solar como a la Vía Láctea, en este caso
mediante un haz de líneas que parten radialmente de él en dirección a los
púlsares más cercanos.
Otro de los grandes éxitos de la NASA en los últimos años fue la
sonda Cassini-Huygens, lanzada en 1997 para estudiar Saturno y sus
lunas Titán, Japeto, Mimas y Encelado. Además de realizar todos estos objetivos
descubrió dos satélites nuevos: Metone y Palene. En 2004 la sonda Huygens se
separó de su nave nodriza para caer en paracaídas sobre la superficie de Titán,
desde donde envió una espectacular información científica. La misión de
la Cassini sigue en activo en la actualidad.
Con el objetivo de buscar agua en el subsuelo desde la órbita y de
restos de vida desde la superficie, la Agencia Espacial Europea envió en 2003
la sonda orbital Mars Express hacia el planeta rojo. La misión
ha registrado importantes datos, como la detección de capas de hielo polar que
contienen un ochenta y cinco por ciento de dióxido de carbono y un quince por
ciento de agua.
La sonda New Horizons fue lanzada por la NASA en 2006
con el objetivo de estudiar Júpiter, y además conseguir del planeta el empujón
gravitatorio que la aproximase a Plutón y luego al cinturón de Kuiper. La
primera fase se completó en 2007, y en la actualidad la sonda viaja por el
espacio interestelar y se estima su llegada a Plutón en el 2015.
La última de las sondas que mencionaremos aquí, pues existen decenas de
ellas operativas en este momento orbitando la Tierra u otros cuerpos celestes,
es la Mars Science Laboratory lanzada en 2011 y que amartizó con éxito en
agosto de 2012. Incorpora un rover bautizado como Curiosity que
lleva el conjunto más avanzado de instrumentos para estudios científicos y que
fue diseñado para evaluar si Marte alguna vez tuvo un ambiente capaz de
soportar formas de vida microbianas.
Hemos concluido el siglo XX y entrado en el XXI, y la humanidad ha dado
en estos últimos años pasos de gigante en el conocimiento de nuestro entorno y
más allá. Hemos abandonado la prisión que representaba nuestro planeta y hemos
sido capaces de salir al espacio para observar desde allí las maravillas del
cosmos. Nos hemos desplazado hasta nuestro satélite para dejar allí nuestras
huellas. Incluso nos hemos posado en otros planetas y lunas con ingenios tan
sofisticados que nos han permitido estudiarlos a distancia. Y por último,
nuestros dispositivos han llegado más allá del sistema solar y se desplazan
hacia exterior para llegar hasta donde nunca ha llegado el ser humano.
Pero aun así es el momento de mirar hacia delante y escrutar lo que nos
deparan los próximos decenios. Los conocimientos actuales permiten aventurar
muchos de los acontecimientos y descubrimientos que viviremos pronto. Es el
momento de imaginar, de imaginar científicamente, y aventurar hasta dónde
seremos capaces de seguir investigando y escudriñando el universo.
Capítulo 6
El futuro de la astronomía
Contenido:
§. La vida en otros planetas. El proyecto SETI
§. Los agujeros de gusano y los viajes intergalácticos
§. La energía oscura y el fin del universo
§. ¿Y después? ¿Hacia un nuevo principio? Los universos paralelos
Estamos llegando al final de nuestro largo camino. Ha sido un viaje que
ha durado más de seis milenios: desde que tuvimos noticia de los primeros
restos de civilizaciones observadoras del firmamento hasta la actualidad.
Pero no debemos detenernos en los albores del siglo XXI. La ciencia
avanza de forma inexorable, y descubrimientos o tecnologías que ayer parecían
de ciencia-ficción se hacen hoy reales.
Los avances en todas las ramas científicas se producen día a día,
complementándose y provocando unas los progresos en otras. La astronomía bebe
ya de muchas fuentes: las puramente ópticas han evolucionado hasta poder
atisbar lugares tan lejanos con similar claridad a aquella con la que se veían
los cercanos al principio de los tiempos, los potentes ordenadores hacen
prácticamente innecesario el manejo de los instrumentos por parte del hombre y
realizan cálculos en lapsos inverosímiles, la tecnología ha sido capaz de
construir potentes motores que llevan aparatos de observación y medida a
lugares cada vez más distantes e inexplorados, y los científicos han sabido
obtener información acerca del cosmos empleando técnicas dispares y cada vez
más sofisticadas, consiguiendo profundizar en su conocimiento hasta niveles
insospechados.
Pero, como sabemos, estas experiencias conducen a nuevas preguntas; el
hombre se distingue por su necesidad de conocer; su inquietud científica es la
que lleva a la humanidad a avanzar y conseguir nuevas metas, a intentar
desvelar los secretos que aún nos oculta el universo y descubrir nuevos enigmas
que resolver, todo ello intentando llegar hasta la última frontera, ese momento
insospechado en que seamos capaces de comprender, por fin, la naturaleza de
todo cuanto nos rodea.
Por ello, como decíamos al acabar el capítulo anterior, es el momento de
imaginar, de apoyarnos en los conocimientos actuales y mirar más allá con los
ojos de la ciencia para dibujar nuestro futuro, uno en el cual se abrirán
puertas que nos maravillarán aún más, que nos adentrarán por sendas
desconocidas pero atractivas, que nos asombrarán más allá de todo lo que ahora
podamos elucubrar por mucho que nos esforcemos.
Es ahora cuando surgen todas esas preguntas que nos conducirán en ese
camino del conocimiento, cuando el saber puede dirigir nuestros pasos en el
escrutinio de respuestas y en la búsqueda de nuevos interrogantes, cuando
podemos decir ¿qué es lo que nos deparan los próximos años en la profundización
del conocimiento del universo? Pues también es el momento de empezar a diseñar
y esbozar esos mundos imaginados.
§. La vida en otros planetas. El proyecto SETI
Uno de los sueños del hombre siempre ha sido responder a esta pregunta:
« ¿Estamos solos en el universo o, por el contrario, somos una de las múltiples
y distintas formas de vida del vasto océano interestelar?».
Hoy en día, los científicos conjeturan que la vida surgió entre
cuatrocientos y seiscientos millones de años después de la formación de nuestro
planeta, y la mayor parte de ellos se decantan por suponer que o bien surgió a
través de moléculas precursoras inorgánicas como metano, amoniaco, agua,
sulfuro de hidrógeno, dióxido de carbono y fosfatos, que formaron una sopa
primigenia que en ciertas condiciones (la electricidad atmosférica, la
radiación ultravioleta y el calor de los volcanes) evolucionó hasta contener
las moléculas orgánicas más complejas constituyentes de esta, o bien llegó a la
Tierra procedente del espacio –hipótesis de la panspermia– por
medio de meteoritos o cometas, como semillas que germinan cuando encuentran el
medio ambiente necesario para ello.
La astroquímica es la rama de la ciencia que tiene como objetivo
reconocer, por medio de los análisis espectroscópicos, las moléculas presentes
en las nebulosas u otros objetos del espacio exterior. Ya en 1937 se descubrió
la primera molécula espacial, el metilo, y desde entonces no han parado de
aumentar estos hallazgos; por ejemplo, en 2006, con ayuda del telescopio de
Green Bank (Virginia Occidental, Estados Unidos) se localizó una zona muy rica
en moléculas orgánicas, la nube de polvo de formación de estrellas localizada
en la zona de Sagitario a unos 26 000 años luz de la Tierra, cerca del centro
de la nuestra galaxia. En los últimos años se han multiplicado estos
descubrimientos llegando hasta más de ciento cincuenta de ellas, incluso en
2012 con el telescopio ALMA en el observatorio del desierto de Atacama se han
encontrado moléculas de azúcar en el gas de una estrella en formación, que como
sabemos son ingredientes necesarios en la formación del ARN y posteriormente
del ADN, que a su vez son la base de nuestras células.
Otra rama del saber científico unida estrechamente con la anterior es la
astrobiología, que intenta verificar si existe o no vida en el universo. Su
impulsor principal fue el astrónomo Carl Sagan, de quien hablamos en el pasado
capítulo. En principio, su búsqueda se orienta hacia bacterias u organismos
microscópicos. El objetivo más obvio para centrar esa búsqueda tanto por su
tradición histórica en la imaginación de la sociedad –los amenazantes hombrecillos
verdes–, como por sus condiciones ambientales pasadas –y algunas actuales–,
es nuestro vecino planeta Marte. Como todos sabemos, la existencia de agua es
imprescindible para el desarrollo de cualquier forma de vida similar a la
nuestra. Las actuales condiciones atmosféricas impiden la existencia de agua
líquida en su superficie, pero se han encontrado pruebas geológicas de que en
el pasado existieron abundantes cursos de agua gracias a una atmósfera más
densa que proporcionaba mayor presión y temperatura al planeta. Ya en 1976 las
sondas Viking realizaron diversos experimentos para descubrir
la posible existencia de microorganismos vivos en el planeta con resultados
entonces aparentemente negativos, pero que hoy resultan controvertidos para la
sociedad científica. La sonda Mars Global Surveyor recogió
gran cantidad de datos sobre Marte que evidenciaban clara e inequívocamente que
tuvo en el pasado agua líquida en su superficie, pues encontró cauces –hoy
completamente secos– de ríos que discurrían desde los valles hasta desembocar
en cuencas marinas. También descubrió hielo polar en los casquetes del planeta.
La sonda Mars Express remitió imágenes de un lago congelado de
hielo de agua dentro de un pequeño cráter fuera de los casquetes polares de
Marte. En 2008, la nave Phoenix de la NASA encontró de nuevo
hielo en el subsuelo de otra parte del planeta cercana al polo norte. Y en
2011, la NASA envió a Marte la más sofisticada misión hasta la fecha para
buscar vida en el planeta, la Mars Science Laboratory con su
vehículo explorador Curiosity, del cual hablamos en el capítulo
anterior. Aunque todavía no se han encontrado organismos vivos –que últimamente
los científicos suponen que se albergan bajo la superficie–, lo que sí han
demostrado las sondas espaciales que han explorado el planeta –y siguen
haciéndolo– es que en los primeros quinientos millones de años de su historia,
Marte era cálido y húmedo y tenía una atmósfera densa. Así que la siguiente
pregunta es obvia, ¿podría volver a serlo? Las necesidades de la humanidad por
transformar el planeta en habitable son grandes, ya sea por problemas
medioambientales que dificulten la habitabilidad terrestre, ya sea sólo por
nuestro afán colonizador o por mera cuestión de supervivencia cuando en ese
futuro lejano el Sol convierta en cenizas nuestro planeta –como ya hemos
comentado– y necesitemos emigrar a otro; en todos los casos, terraformar Marte
es una opción que se aleja de la ciencia-ficción para entrar de lleno en los
terrenos científicos. La existencia de agua y dióxido de carbono, ambos
congelados, nos da las materias primas para conseguirlo. Existe una trilogía
novelada sobre este tema: Marte rojo, Marte verde y Marte
azul, de Kim Stanley Robinson, que desarrolla esta posibilidad con gran
rigor y que es muy recomendable para el lector interesado en este tema. Tal y
como parece, el destino finalmente nos conducirá a habitar en Marte,
entonces los marcianos seremos nosotros.
Pero no sólo tenemos depositadas nuestras esperanzas de hallar vida en
Marte dentro de nuestro sistema solar. Hay otros planetas o satélites que
tienen buenas condiciones de habitabilidad. El que ostenta el número uno en esa
supuesta escala, es el satélite de Júpiter, Europa. Como ya dijimos, es uno de
los cuatro satélites descubiertos por Galileo en 1610. Las informaciones
obtenidas de su superficie por las sondas que lo han estudiado, inclusive el
telescopio espacial Hubble, nos desvelan una superficie muy lisa cubierta de
grandes estrías que parece contener una capa de hielo de unos cien km de
espesor; incluso parte de ella podría consistir en un océano líquido bajo el
hielo. El campo magnético observado por la sonda Galileo indica que Europa lo
crea a causa de la interacción con el propio campo magnético de Júpiter, lo que
potencia la hipótesis de una capa de fluido conductora bajo su superficie,
probablemente de agua salada. Esta situación, unida a la presencia tenue pero
real de oxígeno, hace volar nuestra imaginación, pues no sería para nada
descabellada la existencia de vida en el satélite bajo el manto helado
superficial. Averiguarlo es uno de los retos de las futuras misiones
espaciales.
Otro de los candidatos con condiciones posibles de habitabilidad es
Encelado, satélite de Saturno, descubierto en 1789 por William Herschel. La
sonda Cassini-Huygens ha tenido encuentros cercanos con el
satélite en múltiples ocasiones entre 2005 y 2012, confirmando las
observaciones de 1981 de la sonda Voyager 2 y descubriendo
otras características que en conjunto se concretan en que se trata de un cuerpo
con gran actividad geológica que muestra fisuras, llanuras y mesetas arrugadas
que indican que el interior puede estar líquido, sobre todo en la región polar
sur, donde se concentra la mayor parte de la actividad geológica. Allí existen
unos surcos denominados rayas de tigre que parecen servir de
rejillas de ventilación, por las que se observa que surgen vapor y partículas
finas de hielo. Asimismo, se ha detectado una atmósfera de vapor de agua en esa
misma región. Incluso se han observado erupciones de géiseres de agua que deben
provenir de depósitos bajo la superficie. De nuevo tenemos datos de condiciones
que posibilitarían la existencia de vida extraterrestre.
El último de los lugares –hasta ahora– candidatos en nuestro sistema
solar a albergar algún tipo de ente vital es Titán, la luna mayor de Saturno.
La sonda Cassini-Huygens confirmó que su atmósfera es
especialmente densa, más que la terrestre, y está compuesta principalmente por
nitrógeno (94%), siendo el resto una mezcla de dióxido y monóxido de carbono, y
varios hidrocarburos incluyendo el metano; su composición es muy similar a la
de la primitiva atmósfera de la Tierra. La superficie es una mezcla de roca y
hielo, que con mucha probabilidad encierra un océano subterráneo de agua y
amoniaco a una profundidad de unos cien kilómetros. También existen muchos
lagos de metano líquido descubiertos por la citada sonda en 2007. Los
científicos sugieren que la existencia de metano atmosférico refuerza la idea
de la existencia de organismos que lo produzcan durante su ciclo vital.
Pero para que exista vida tal y como la conocemos deben cumplirse al
menos algunas condiciones que la posibiliten, que se definen por lo que los
científicos denominan habitabilidad planetaria. Las estrellas que
alberguen este tipo de planetas deben tener una vida media de varios miles de
millones de años para que esta pueda desarrollarse; en relación con ellas, los
planetas (o satélites) deben estar dentro de la denominada zona de
habitabilidad para que el agua –vital para la existencia– se mantenga
en estado líquido, y la luz que reciben no debe ser irregular para evitar
grandes variaciones de temperatura o radiación que afecten a los ciclos
vitales. El tamaño planetario también es un dato importante; los planetas poco
masivos no pueden mantener una atmósfera adecuada, ya que la baja gravedad no
consigue sujetarla, y por otro lado, estos planetas suelen tener poca actividad
geológica, que dificulta la existencia de moléculas necesarias para la
evolución y la subsistencia, pero, por el contrario, los gigantes gaseosos, con
gran masa, tampoco pueden –o al menos eso se piensa– desarrollar formas de
vida, aunque algunos especulan con raras formas exclusivamente aéreas. Por
último, la existencia de inclinación axial sobre la eclíptica provoca la
existencia de estaciones, lo que favorece la dinámica de la biosfera. Estos son
los principales factores que posibilitan la aparición y el mantenimiento de la
vida.
Representación para cada tipo de estrella, tal y como se ve en el lateral,
de la zona de habitabilidad para los diferentes planetas. Se trata de una
estrecha franja donde se permitiría el desarrollo de la vida tal y como la
conocemos.
Pero podemos buscar vida como la nuestra en otros sitios en el universo
a través de la información que nos llega de ellos; para esto bastaría con
fijarnos en los signos que podrían detectarse desde mundos lejanos de las
firmas biológicas que emanan de nuestro planeta. La existencia de ciertas
moléculas relacionadas con nuestros procesos biológicos puede descubrirse en
nuestra atmósfera mediante los espectros característicos de la luz impregnada
por ellas. Esas sustancias son el oxígeno –producido por bacterias
fotosintéticas y plantas– y su producto fotoquímico, el ozono. Si además esta
prueba se combina con la existencia de metano, agua y dióxido de carbono, que
se producen en las reacciones metabólicas de animales, vegetales o bacterias,
existen muchas posibilidades de que ese planeta tenga vida similar a la que
todos conocemos.
La vida basada en el carbono para las estructuras moleculares de los
organismos y el agua para su subsistencia es la base de la vida, tal y como la
conocemos, pero podría no ser la única en el universo.
Otro elemento químico, el silicio, es estructural y reactivamente
bastante similar al carbono, lo cual lo sitúa como un buen candidato para
construir otro tipo de organismos; tiene algunas ventajas sobre el carbono; por
ejemplo, produce cadenas atómicas mucho más largas y estables, las siliconas;
pero también tiene desventajas, por ejemplo, su combinación con el oxígeno –el
dióxido de silicio– es sólida, se trata de la arena de las playas, lo que
dificulta su entrada en un metabolismo basado en reacciones con el agua, con la
que es insoluble.
Otra bioquímica factible, aunque menos probable, sería la basada en los
pares atómicos de fósforo y nitrógeno (P-N), que podrían formar una amplia gama
de moléculas y subsistir tanto en una atmósfera rica en dióxido de nitrógeno o
en amoniaco, con quienes podrían constituir ciclos metabólicos que
posibilitasen la vida.
Y como acabamos de comentar, el amoniaco es una sustancia química que
posibilita muchas reacciones químicas y que podría ser el sustituto ideal del
agua, aunque una bioquímica basada en este compuesto sería extremadamente
diferente a la nuestra.
Pero, una vez expuestas las condiciones de habitabilidad e incluso
comentadas las posibilidades puramente químicas de existencia vital, hay que
dar un paso adelante y preguntarse por fin: ¿Estamos solos en el universo? ¿Se
pueden calcular de alguna manera las posibilidades de que exista vida
inteligente en el cosmos?
Una posible respuesta a estos interrogantes viene dada por la denominada
ecuación de Drake. El radioastrónomo estadounidense Frank Drake (nacido en
1930) que desde joven fue un ferviente defensor de la existencia de vida
inteligente extraterrestre, concibió en 1961 una ecuación que introducía una
serie de parámetros que, a su modo de ver, podían estimar la cantidad de
civilizaciones presentes en nuestra galaxia capaces de tener tecnología
suficiente como para comunicarse con otras.
La citada ecuación es la siguiente:
N = R* .ƒp.ne. ƒl. ƒi. ƒc.L
Aunque parezca muy complicada no lo es en absoluto. Vamos a comentar
cada símbolo y darle el valor que apuntaba Drake en sus cálculos. Como se puede
suponer fácilmente, N representa el número de civilizaciones que podrían
comunicarse en nuestra galaxia. Los demás factores son:
· R* es el ritmo anual de
formación de estrellas adecuadas en la galaxia, que estimó en unas diez al año.
· ƒp es
la fracción de estrellas que tienen planetas en su órbita, al que dio un valor
de 0,5 al suponer que la mitad de ellas podrían tenerlos.
· ne es
el número de esos planetas orbitando dentro de la zona de habitabilidad, al que
asignó un valor de 2.
· ƒl es
la fracción de esos planetas en los que la vida se ha desarrollado,
optimistamente supuso que el 100%, por lo que le asignó el valor de 1.
· ƒi es
la fracción de esos planetas en los que la vida inteligente se ha desarrollado,
donde supone que sólo el 1% cumpliría esta condición, así que el valor asignado
es de 0,01.
· ƒc es
la fracción de esos planetas donde la vida inteligente ha desarrollado una
tecnología e intenta comunicarse, a la que asigna la misma probabilidad, es
decir valor de 0,01.
· L es el lapso, medido
en años, durante el que una civilización inteligente y comunicativa puede
existir, que Drake conjetura en unos diez mil años.
Aplicando estos valores a la ecuación obtiene el valor de diez
civilizaciones en nuestra galaxia, valor que crecería exponencialmente al
contabilizar las existentes, ya que sabemos que existen alrededor de ciento
veinticinco mil millones de galaxias en el universo observable.
En todo caso, podríamos mejorar un poco los factores de cálculo del
radioastrónomo especulativo Drake con datos actuales más fiables, como por
ejemplo que el número de nuevas estrellas es de siete por año, y de ellas sólo
un promedio de 1,4 podrían ser adecuadas; los planetas situados en zonas
habitables podrían reducirse a uno cada doscientos; y para que se desarrolle la
vida al menos deben pasar unos mil millones de años desde la formación del
planeta, es decir unos trece de cada cien, entre otras correcciones.
Pero incluso tomando estos datos de manera restrictiva, los científicos
especulan que según estimaciones recientes del número de estrellas en el
universo podrían existir cada año unas 282 civilizaciones que emitirían señales
de radio en todo el universo observable, cumpliéndose que cada una de ellas
está a una distancia de unos dos mil millones de años luz respecto a la otra.
Si consideramos los últimos siete mil quinientos millones de años, en la
Vía Láctea sólo habrían existido de dos a tres civilizaciones con tecnología
muy parecida a la nuestra en torno a una estrella como el Sol, pero alrededor
de este tipo de estrella, en el universo observable podrían haber existido más
de ochocientos mil millones de civilizaciones tan avanzadas como la nuestra o
incluso más.
Como es de suponer, esta ecuación y sus cálculos derivados tienen
cantidad de adeptos y detractores dentro de la comunidad científica, pero es
una forma semi cuantitativa de poder convencernos de que es muy difícil que
estemos solos en el universo.
¿Y cómo ponernos en comunicación con alguna de esas civilizaciones
extraterrestres que parece que pueblan el universo?
Para ello debemos utilizar la tecnología que tenemos a nuestro alcance,
y en base a ello los científicos han puesto en marcha el denominado proyecto
SETI (Search for ExtraTerrestrial Intelligence), que intenta encontrar signos
de vida inteligente rastreando las señales de radio provenientes del espacio
exterior e intentando buscar alguna pauta que denote intelecto. El proyecto
comenzó bajo patrocinio de la NASA durante la década de los setenta empleando
el radiotelescopio del monte Arecibo (Puerto Rico); su antena de trescientos
cinco metros es de tipo esférico (no parabólico), que mantiene un reflector
fijo, pero cuya antena y su receptor se sitúan en su punto focal, que
intercepta las señales reflejadas por la superficie esférica desde las
diferentes direcciones. Como curiosidad comentaremos que en el año 1974 se
envió desde allí un mensaje de radio hacia el cúmulo de estrellas llamado M13
–formado por unas cuatrocientas mil de ellas–, situado en la dirección de la
constelación de Hércules, a una distancia de unos veinticinco mil años luz. El
mensaje, diseñado por Frank Drake y Carl Sagan, entre otros, contiene
información sobre la situación del sistema solar, de nuestro planeta y del ser
humano.
Una vez comprobado que el análisis de los datos obtenidos de la
recepción telescópica de las señales de radio era tan ingente que los potentes
ordenadores preparados al efecto no eran capaces más que desentrañar una
pequeña parte de ellas, se decidió poner en marcha otro proyecto derivado de
este, el SETI@home. Mediante este programa se solicitó la colaboración
desinteresada de aquellas personas dispuestas a poner sus propios ordenadores
domésticos a disposición del objetivo un determinado número de horas diarias.
Actualmente ha quedado englobado en una plataforma diseñada por la Universidad
de Berkeley (California) denominada BOINC (Berkeley Open Infrastructure for
Network Computing), que emplea el mismo procedimiento de compartición de
ordenadores para realizar supercálculos en diversos campos de la investigación.
Actualmente hay más de cinco millones de usuarios en más de doscientos países
que están participando en este programa y han contribuido con diecinueve mil
millones de horas de sus ordenadores.
Hasta el momento, la única señal de la que no se ha podido descartar un
origen extraterrestre se recibió el 15 de agosto de 1977 en el radiotelescopio
Big Ear, y tuvo una duración de setenta y dos segundos. Provenía de la
constelación de Sagitario y tenía una intensidad treinta veces superior al
ruido de fondo. Se la conoce como señal WOW! (equivalente en inglés a la
exclamación “¡guau!”), por ser la expresión que escribió en papel del registro
el científico Jerry Ehman cuando la descubrió unos días después al estudiar los
datos recibidos el día en cuestión.
Como anécdota final a esta cuestión podemos sugerir la lectura del
libro Contacto (1985), de Carl Sagan, en el que noveliza de
manera amena pero científicamente rigurosa el posible contacto a través del
proyecto SETI con una civilización extraterrestre. Se llevó al cine con el
mismo título, dirigida por Robert Zemeckis, en 1997.
Llegados a este punto y después de tratar los diversos aspectos que nos
inducen a pensar sobre la existencia de vida extraterrestre, cómo descubrirla y
contactar con ella si es inteligente, se nos plantea el último interrogante:
¿Por qué estamos nosotros aquí? ¿El universo existe tal y como es para albergar
especies vivas? ¿Todo forma parte de un plan para que sea posible nuestra
existencia? La respuesta parece apuntárnosla el Principio antrópico, que indica
que las condiciones de formación y desarrollo de nuestro universo fueron las
únicas admisibles que posibilitaron nuestra existencia.
El físico estadounidense Robert Dicke, en 1957, y el astrónomo
australiano Brandon Carter, en 1974, son considerados los divulgadores del
concepto. El argumento, como acabamos de indicar, es sencillo: el universo
parece haber sido concebido cuidadosamente para albergar al ser humano.
Cualquier mínimo cambio en sus condiciones iniciales habría formado otro
totalmente distinto. En 1986 el cosmólogo británico John D. Barrow y el físico
estadounidense Frank J. Tipler publicaron El principio antrópico
cosmológico, en el que pretendían explicar la increíble serie de
coincidencias físicas que permiten nuestra presencia en un universo, que parece
haber sido perfectamente preparado para ello.
Cadena de radiotelescopios instalados en el Observatorio del monte Arecibo
(Puerto Rico) que recogen la información espacial que luego debe procesarse con
ayuda del software del proyecto SETI en búsqueda de señales de inteligencia
extraterrestre.
Y una pregunta más: ¿Por qué el universo es tan enorme? El famoso
divulgador científico Isaac Asimov tiene una respuesta obvia: «El universo es
tan grande porque es muy viejo, y ello es para que nosotros tengamos tiempo de
evolucionar».
Ciertamente, la vida, tal como la conocemos, depende de la presencia de
elementos tales como el carbono, el nitrógeno y el fósforo, que no se
produjeron en el Big Bang –como ya comentamos en el capítulo
anterior–, en el que tan solo se formó hidrógeno y helio. Los elementos más
pesados tuvieron que esperar a la formación de galaxias y estrellas, en cuyo
interior se pudiera realizar la nucleosíntesis por la fusión de esos dos
elementos primigenios.
El famoso físico Stephen Hawking, de quien también hablamos
anteriormente, escribe:
Para llegar a donde estamos tuvo que formarse una generación previa de
estrellas. Esas estrellas convirtieron una parte del hidrógeno y del helio
originales en elementos como carbono y oxígeno, a partir de los cuales estamos
hechos nosotros. Las estrellas explotaron luego como supernovas, y sus despojos
formaron otras estrellas y planetas, entre ellos los de nuestro sistema solar,
que tiene alrededor de cinco mil millones de años. Los primeros mil o dos mil
millones de años de la existencia de la Tierra fueron demasiado calientes para
el desarrollo de cualquier estructura complicada. Los aproximadamente tres mil
millones restantes han estado dedicados al lento proceso de la evolución
biológica, que ha conducido desde los organismos más simples hasta seres capaces
de medir el tiempo transcurrido desde el Big Bang.
Pero en este campo, como en tantos otros, todo lo que no es demostrable
experimentalmente es siempre objeto de controversia. Otros científicos
defienden el denominado principio de mediocridad, que en realidad proviene de
la época de Copérnico cuando demostró que la Tierra no era el centro del
universo; pero este principio llega más allá, nuestro sistema solar no está en
el centro de la Vía Láctea, sino que como hemos comentado, ocupa uno de sus
brazos exteriores, y nuestra propia galaxia tampoco ocupa un lugar preeminente
en un cosmos, pues todas se alejan unas de otras por la expansión que sufre. Y,
además, cuando han comenzado a descubrirse multitud de planetas extrasolares,
el nuestro pasa a ser uno más.
Con todo esto podemos concluir que en realidad la Tierra es un planeta
relativamente ordinario, que orbita una estrella ordinaria en una galaxia
ordinaria, que a su vez es parte de un número indeterminado de galaxias en un
universo ilimitado.
Aunque todavía no tenemos respuesta a muchas de estas preguntas acerca
del sentido de nuestra existencia y de la del propio cosmos, Hawking, como
siempre, va más allá y deja en el aire la última pregunta: « ¿Por qué se
molesta el universo en existir?».
§. Los agujeros de gusano y los viajes intergalácticos
Pero a pesar de estas teorías entre científicas y filosóficas, lo que
bien sabemos con certeza es que por el momento estamos aquí, y no hemos sido
invadidos por hombrecillos verdes como aventuraban novelas
tales como La guerra de los mundos, de H. G. Wells, ni nos hemos
relacionado con civilizaciones benévolas como la descrita en Contacto de
Carl Sagan, que antes comentamos, aunque quizá estemos siendo observados por
seres inteligentes que esperan el momento adecuado de la evolución de la
especie humana para desvelarse ante nosotros, como la presentada en el
filme Primer contacto (1996), perteneciente a la saga Star
Trek.
Aunque para que por fin nos pongamos en comunicación con otra especie
inteligente, como tanto ansiamos, es preciso que estén mucho más adelantados
científicamente que nosotros, como todo sagaz lector supondrá.
Por el momento, los viajes interplanetarios son factibles, y así lo
hemos demostrado llevando un hombre a la Luna, y pronto, puesto que nuestra
tecnología lo permite, un humano paseará por Marte. Pero los viajes
interestelares son otra cosa, y mucho más inimaginables son los
intergalácticos. Pero vayamos por partes.
La Luna, a la que tardamos en llegar unos tres días con las capacidades
actuales de nuestros vehículos espaciales, está sólo a 1,3 segundos luz. La
estrella más cercana, por supuesto además del Sol, el cual está a unos ocho
minutos luz, es la estrella Próxima Centauri, situada a unos 4,3 años luz, que
pertenece al grupo de estrellas denominado Alfa Centauri, en la constelación
del Centauro. Pero si nuestra intención es viajar con alguna finalidad,
deberemos hacerlo no a una estrella simplemente, sino a un planeta de otro
sistema solar. El exoplaneta más cercano se encuentra precisamente en esa misma
constelación, orbitando alrededor de la estrella Alfa Centauri B, como vimos en
el capítulo anterior. Con las velocidades actuales de nuestros ingenios espaciales
se tardarían unos setenta y dos mil años en llegar hasta él, algo que como
vemos es un tiempo bastante considerable.
Ahora bien, nuestros avances tecnológicos hoy en día convierten en
realidad muchas de las fantasías científicas de hace sólo unas décadas, así que
es el momento de aventurarnos en lo desconocido, pero científicamente
imaginable, que nos permita realizar estos viajes espaciales. Esto daría
respuesta, al mismo tiempo, a otro de los mayores interrogantes actuales, si
nosotros fuéramos capaces algún día de viajar a mundos lejanos, ¿no estaremos
siendo –y habremos sido anteriormente– visitados por seres que ya han alcanzado
esos progresos?
Los ingenios espaciales que tienen base científica no especulativa están
basados en reacciones nucleares: las naves con propulsión nuclear de pulso, que
funcionarían mediante una serie de explosiones nucleares en su reactor, y las
naves de fusión nuclear que funcionarían con deuterio. En todo caso, con estos
procedimientos no llegaríamos, en el mejor de los casos, a alcanzar más del
diez por ciento de la velocidad de la luz.
Otros ingenios abogarían por recoger mediante un recolector gigantesco,
el hidrógeno difuso del espacio interestelar que mediante una reacción de
fusión, permitiría obtener velocidades cercanas a las de la luz; se tratarían
de los denominados jets espaciales. Pero aquí ya estamos entrando
en los proyectos meramente especulativos, pues sus posibilidades técnicas están
todavía por investigar.
Estamos hablando de viajes espaciales con velocidades alejadas de la
propia de la luz, que según los conceptos básicos de la física actual es
insuperable. Nada puede ir más rápido que la luz. Pero ¿y si algún día
consiguiésemos los avances suficientes como para acercarnos a valores lumínicos
de velocidad? La respuesta todavía es más asombrosa: estaríamos viajando en el
tiempo.
La teoría de la relatividad especial de Einstein predice que los
objetos, a medida que aumentan su velocidad, experimentan una ralentización de
su tiempo –se acorta–, que es más evidente cuanto más cercanos estamos a ella.
Es de sobra conocida la denominada paradoja de los gemelos propuesta
por el físico francés Paul Langevin para ilustrar este fenómeno: uno de ellos
viaja a una estrella en una nave espacial a velocidades cercanas a la de la
luz, mientras que el otro gemelo se queda en la Tierra. A la vuelta, el gemelo
terrestre ha envejecido mucho más que su hermano viajero. Aunque el mismo
Einstein tardó varios años en demostrar matemáticamente la validez de la
situación, concluyó que el resultado sería ese: dos gemelos cuyas vidas se
acortan o alargan, respectivamente, dependiendo de la experiencia física de
cada uno.
Y no se trata de un juego teórico. En 1971 se llevó a cabo un
experimento que demostrase el efecto de dilatación temporal con la velocidad:
se colocó un reloj atómico de cesio –el más preciso en esa época– a bordo de un
avión que realizó un trayecto de más de cuarenta horas, y se comparó luego su
lectura con otro idéntico situado en la Tierra, sincronizado inicialmente con
el primero. Después del viaje, el del avión y el de la Tierra ya no estaban
sincronizados; el que se había estado moviendo estaba ligeramente retrasado
(unas pocas centésimas de milésima de millonésima de segundo). El experimento
se repitió varias veces para confirmarlo, y con ello se demostró la
ralentización del tiempo cuando un objeto se desplaza, incluso aunque las
velocidades de los aviones estaban muy distantes a las de la luz.
Esta consecuencia física consistente en la ralentización temporal para
el astronauta que viaja a grandes velocidades, perfectamente ilustrada en el
filme El planeta de los simios, que muchos lectores recordarán,
permitiría realizar viajes, incluso de tipo intergaláctico, si fuéramos capaces
de realizar fantásticos avances en la ingeniería espacial.
Entonces, ¿sólo mediante una tecnología que permita aumentar la
velocidad más y más es cómo podremos alcanzar los confines del universo, o
existen algunas vías rápidas para conseguirlo? La respuesta es única, esos
atajos podrían existir, serían los llamados agujeros de gusano cósmicos.
Como tantas veces, la ciencia-ficción se adelanta a la propia ciencia.
Recordemos el fantástico filme de Stanley Kubrick 2001: una odisea del
espacio (1968), en el que el astronauta Dave Bowman, en un momento
determinado, es absorbido por el espacio y se desplaza de una manera
inverosímil por un túnel lleno de estridentes luces de colores para aparecer en
una habitación donde suponemos que está siendo observado por esa civilización
que nos vigilaba –según proponía la película– desde el principio de nuestro tiempo.
Ese es un viaje realizado a través de un agujero de gusano.
Este tipo de pasadizos constituyen una curiosa característica topológica
del espacio-tiempo propuesta por Ludwig Flamm en 1916 al estudiar las
ecuaciones derivadas –una vez más– de la teoría de la relatividad general de
Einstein, y que inicialmente se denominó puente de Einstein-Rose. Esta
situación describe la posibilidad de comunicar dos puntos del universo, no
desplazándose sobre la superficie espacial como hasta ahora hacemos, sino
suponiendo que se pueden atravesar sus plegamientos mediante una especie de
túneles que comunicarían dos lugares muy distantes del cosmos, y que en 1957
John Wheeler bautizó como agujeros de gusano. Es decir, un agujero
de gusano tiene dos extremos, conectados a una única garganta, lo que
permitiría a la materia viajar de un extremo a otro pasando a través de ella.
Simulación del continuo espacio-tiempo con un agujero de gusano que conecta
dos lugares muy distantes entre sí.
Recordemos que en el capítulo anterior comentamos que el astrofísico Roy
Kerr postuló que los agujeros negros en rotación contendrían una zona
intermedia entre el horizonte de sucesos y el exterior, que denominó ergosfera,
que sería el lugar por donde, sin temor a ser engullidos por dicho agujero,
podríamos encontrar el pasadizo del que estamos hablando.
La situación ideal sería aquella en la que un agujero negro se conectara
mediante el agujero de gusano con un agujero blanco, entidad cósmica sólo
teorizada hasta ahora que –al contrario que un agujero negro– tendría la
propiedad de expulsar todo aquello que apareciera en su interior.
La existencia de estos túneles necesitaría adicionalmente que estuvieran
formados de una sustancia denominada materia extraña o exótica que
contendría energía negativa. Se trata de una materia enigmática cuya
extraordinaria tensión de ruptura sería capaz de mantener esos pasajes
estables.
Incluso los astrofísicos conjeturan acerca de la existencia de agujeros
de gusano de tipo interuniversos que permitirían asociar un universo con otro
diferente y comunicarse entre ellos, e incluso especulan con la posibilidad de
que pudieran realizarse también con ellos viajes en el tiempo.
§. La energía oscura y el fin del universo
Y poco a poco estamos llegando al final de lo que conocemos o suponemos
que algún día podremos conocer, y lo concretamos así porque ya en muchas
ocasiones el cosmos nos ha dado muchas sorpresas, descubriéndonos objetos o
comportamientos que nunca habríamos llegado a ni siquiera a imaginar.
Y el final de todo es el fin del universo tal y como lo conocemos. Los
científicos aventuran varias hipótesis que tienen dos elementos en común:
materia y energía. La existencia de un tipo de materia que casi no hemos podido
comenzar a investigar por su característica más peculiar: no se puede ver, se
trata de la denominada materia oscura y de una energía aún más
insólita, la energía oscura. Vamos a intentar describirlas y
explicar las consecuencias de su existencia a continuación.
En el capítulo anterior comentamos brevemente este tipo de materia al
explicar cómo, en 1933, el astrofísico Fritz Zwicky observó que el conjunto de
galaxias del cúmulo Coma se movía como si contuviera más materia de la
observable por los instrumentos telescópicos. La existencia de materia
indetectable pareció la única respuesta plausible. La situación es algo
parecida a lo que ocurre con los exoplanetas, algunos no podemos percibirlos,
pero somos capaces de comprobar los efectos gravitacionales anómalos que
producen en los objetos que se hallan en sus cercanías.
Como tantas veces en astronomía, el hecho de que no podamos observar
algo no significa que no exista; posiblemente lo que ocurre es que nuestros
instrumentos de investigación o medida todavía no son lo suficientemente
precisos para detectarla.
El fenómeno predicho en la teoría de la relatividad general –y luego
comprobado experimentalmente– acerca de la existencia de lentes
gravitacionales, que serían objetos tan masivos que podrían curvar la
trayectoria de la luz que percibimos de objetos distantes, es uno de los
métodos por los que los científicos pueden descubrir la existencia de más
materia que la visible en una galaxia que se interpone como una lente en el
viaje de la luz distante hacia la Tierra.
Pero ¿de qué está formada esa materia oscura? No lo sabemos bien
todavía. Anteriormente ya adelantamos algunos de sus componentes: neutrinos,
nubes de gases, enanas marrones, blancas o rojas muy débiles, e incluso
planetas aislados, pero esos objetos por sí solos no podrían llegar a contener
el veintitrés por ciento de la materia del cosmos, cuando la materia visible
sólo alcanza un escaso cinco por ciento.
Y ¿dónde está el restante setenta y dos por ciento del universo? Parece
que los últimos descubrimientos lo asocian con la energía oscura. Esta energía
parece estar distribuida en todo el espacio y producir una presión que genera
una fuerza gravitacional repulsiva que tiende a acelerar la expansión del
universo.
Los astrofísicos estadounidenses Adam Riess y Saul Perlmutter
comprobaron en 1998 este proceso de aceleración de la expansión del universo
mediante el estudio de las supernovas. Estas perturbaciones sólo pueden ser
posibles si existe un tipo de energía desconocida, la energía oscura, bautizada
así por el cosmólogo Michael Turner, que provoque tan intensa repulsión entre
la materia que conduzca a grandes aceleraciones expansivas. Ambos recibieron el
Premio Nobel por sus investigaciones en este campo en 2011.
Los últimos descubrimientos de los astrofísicos inducen a pensar que
este tipo de energía no estaba presente –o no actuaba– en los primeros cuatro
mil millones de años de vida del universo, puesto que la expansión se
desaceleraba poco a poco, pero a partir de ese momento –en los últimos nueve
mil setecientos millones de años– está influenciando todo el cosmos con un
ritmo acelerado de crecimiento.
Evolución del universo desde el Big Bang en continua expansión hasta su
muerte térmica –Big Freeze– o bien hasta que el ciclo de contracción lo
conduzca hasta el colapso, Big Crunch.
Si consideramos todo lo que hemos comentado respecto de los dos factores
básicos para comprender nuestro futuro, nos encontramos ante tres escenarios
distintos para el fin del universo:
Si la expansión del universo producida por la energía oscura sigue
acelerándose más y más, llegará un momento en que provocará la separación de la
materia en sus átomos constituyentes, e incluso en la desintegración de ellos
mismos, lo que provocaría el denominado Big Rip (“Desgarramiento
del universo”).
Si la materia oscura presente en el universo fuera tal que llegara a
superar la acción repulsiva de las fuerzas expansivas –o estas dejaran de
actuar en un momento determinado–, la situación que se produciría sería el
progresivo acercamiento por atracción de todos los objetos estelares, lo que
provocaría una especie de marcha atrás en la evolución del universo hasta que
todo volviese a colisionar englobándose en el punto primigenio, se trataría de
un Big Crunch (“Aplastamiento del universo”).
El estado intermedio entre ambos especula con que el universo seguirá en
expansión, pero cada vez de forma más lenta, hasta que desaparezcan todas las
estrellas y los objetos residuales sean poco a poco engullidos por agujeros
negros, que irán desapareciendo también paulatinamente por la emisión de
radiación de Hawking, que ya comentamos al hablar de ellos; se trata de un
escenario denominado Big Freeze (“Muerte térmica del
universo”).
Los científicos especulan y escudriñan para poder dar una respuesta
final a todo nuestro ciclo de existencia, buscan señales que los ayuden a
comprender cuál de los diversos escenarios será por fin el que nos aguarde.
Posiblemente los nuevos avances en la investigación o en los
instrumentos de observación o detección nos permitan responder a muchas de las
incógnitas que hemos planteado en este apartado, y como consecuencia saber por
fin adónde vamos, cuál es nuestro destino final. Pero no debemos preocuparnos
demasiado por esa eventualidad más allá de los implícitos filosóficos que
comprende, porque cualquiera de estos finales no se escribirá hasta dentro de
al menos un billón de años, y este lapso, sí que es mucho mucho tiempo.
§. ¿Y después? ¿Hacia un nuevo principio? Los universos paralelos
Querido lector, ya sé que pensarás: « ¿Cómo que después? Pero ¿no había
llegado el universo a su fin?».
Pues a pesar de eso, quizá no hayamos llegado al final de todo.
Si la situación con la que concluye nuestro universo fuera la segunda
que hemos comentado en el apartado anterior, el Big Crunch,
existiría entonces una posible continuidad.
Los científicos especulan con la posibilidad de que esta sea una
situación de rebote, y que, por tanto, ese proceso conduzca a un escenario tal
que el destino último del universo sea capaz de producir de nuevo un Big
Bang y todo comience otra vez.
Incluso, si esto fuera posible, quizá nos encontraríamos que nuestro
universo ya ha experimentado este proceso una o infinidad de veces más, con lo
que el transcurrir de los tiempos podría haberse producido ya un incontable
número de veces. Esta teoría se denomina del universo oscilante, y fue
enunciada por primera vez por el profesor Richard Tolman, de la Universidad de
California.
Así que nuestro universo podría ser el resultado de continuas
expansiones seguidas de sus correspondientes ciclos de contracciones. De ahí el
nombre de oscilante que recibe una situación como la descrita aquí.
Aunque obviamente ha suscitado muchas controversias, en la actualidad ha
vuelto a resurgir con fuerza en la comunidad científica.
Pero además de que quizá se produzca un continuo principio-fin del
universo, los científicos van más allá y especulan con la posibilidad de que
existan universos paralelos, que nuestra realidad sea la de un multiverso.
Aunque la idea provenía de finales del XIX, fue el físico estadounidense
Hugh Everett (1930-1982) quien a finales de los años cincuenta propuso la
primera teoría del multiverso, también llamada de los universos paralelos. Esta
extravagante propuesta fue rápidamente arrinconada por la comunidad científica.
Sólo cuando el cosmólogo estadounidense de origen sueco, Max Tegmark (nacido en
1967), concibió un argumento matemático para este tema; junto con los recientes
avances en cosmología y las consecuencias de la mecánica cuántica, el interés
científico volvió a primera plana. Su desarrollo incorpora una clasificación de
multiversos de cuatro tipos que él denomina de niveles I, II, III y IV. Cada
uno de estos multiversos contiene infinitos tipos de universos en donde varían
entre ellos incluso las constantes físicas o las leyes fundamentales de la
física.
De hecho, existen también múltiples argumentos acerca de que quizá los
diferentes universos no son más que copias gemelas del nuestro, donde otro yo
está leyendo ahora este mismo libro.
Las implicaciones filosóficas son inmensas, y la imaginación científica
sobrepasa nuestros límites. Los intentos de la ciencia ahora se dirigen a
comprobar experimentalmente estas posibilidades, de hecho algunos experimentos
ya dan señales de que esta situación es factible.
La ciencia ficción ha dado numerosos ejemplos de este tema, baste sólo
con recordar las últimas imágenes del film Hombres de negro (1997),
en donde un extraño ser arroja nuestro universo, transformado en una especie de
canica, a una bolsa donde existen muchas más de ellas. O la galardonada saga de
comics Crisis en tierras infinitas (1985), de la editorial DC,
que muchos aficionados a este arte recordarán, donde la base argumental es este
componente multiuniversal.
El multiverso, un conjunto infinito de universos con sus características
físicas propias, algunos como el nuestro, incluso gemelo, y otros muy
diferentes, nacidos todos del Big Bang.
Entonces no todo está perdido, existimos aquí y ahora, y posiblemente en
algún otro universo o en muchos, y quizá cuando unos colapsen otros comiencen,
y el ciclo vital universal se mantenga indefinidamente.
Nuestra existencia está en juego, el descubrimiento de estas opciones
científicas nos devuelve la esperanza de la inmortalidad, en ese devenir de los
tiempos cuando todo suceda y cuando todo vuelva a empezar, cuando la realidad
del cosmos nos resulte transparente, cuando conozcamos los misterios
insondables, cuando vivamos para siempre.
Y aquí llegamos al final del viaje, al final de ese viaje cósmico que
empezaba en el primitivo observatorio de Goseck hace casi siete mil años y que
nos ha transportado por los momentos más trascendentes de la evolución del
conocimiento de nuestro entorno cercano y del más lejano, nos ha descubierto
nuevos mundos, nos ha hecho sorprendernos con la capacidad humana para ir
siempre más allá y nos ha permitido soñar.
Soñar como hacíamos desde chicos con la magia del universo, cuando nos
hablaban del cielo y de las estrellas y leíamos fantásticos relatos de
ciencia-ficción y comprendíamos que detrás de esos sueños es muy posible que
aparezcan realidades; sólo hay que tener curiosidad, empeño y deseos de
conocer.
Y hoy, con los descubrimientos y conocimientos actuales y las pistas que
nos conducen hacia los que están por venir, podemos concluir, volviendo a
descubrir eso que ya advertíamos al principio, que la Astronomía es una ciencia
hecha del material con el que se forjan los sueños.
Bibliografía
· Alberdi, Antxon y López de Lacalle, Silbia (coordinadores). Un
viaje al cosmos de 52 semanas. Madrid: CSIC, 2007.
· Altschuler, David Roberto. Hijos de las estrellas. Madrid:
Akal, 2004.
· Aupí, Vicente. Los enigmas del cosmos. Barcelona: Planeta,
2001.
· Barrow, John D. El libro de los universos. Barcelona:
Crítica, 2012.
· Casado, Javier. Houston, tenemos un problema. Madrid: El
Rompecabezas, 2005.
· Corfield, Richard. La vida de los planetas. Barcelona:
Paidós, 2009.
· Fernández, Telmo y Montesinos, Benjamín. El desafío del universo .
Madrid: Espasa Calpe, 2007.
· Greene, Brian B. El tejido del cosmos. Barcelona: Crítica,
2004.
· Halpern, Paul. Agujeros de gusano cósmicos. Barcelona:
Ediciones B, 1993.
· Hawking, Stephen. Historia del tiempo. Barcelona: Crítica,
1988.
· Hawking, Stephen. El universo en una cáscara de nuez.
Barcelona: Crítica, 2001.
· Hofstadler, Dan. La Tierra se mueve. Galileo y la Inquisición.
Barcelona: Antoni Bosch Editor, 2009.
· Impey, Chris. Una historia del cosmos. Barcelona: Planeta,
2010.
· Jou, David. Reescribiendo el Génesis. Barcelona: Destino,
2008.
· Krauss, Lawrence. Historia de un átomo. Pamplona: Laeroli,
2005.
· Martín, Alberto. Breve historia de la carrera espacial.
Madrid: Ediciones Nowtilus, 2009.
· Maury, Jean Pierre. Newton y la mecánica celeste. Madrid:
Blume, 2012.
· Murdin, Paul. Secretos del universo. Madrid: Akal, 2009.
· Nelson, Sue y Hollingham, Richard. Cómo clonar a la rubia
perfecta. Madrid: Ediciones Nowtilus, 2005.
· Robinson, Andrew (coordinador). Los grandes científicos.
Barcelona: Lunwerg, 2012.
· Samsó, Julio. Astrometeorología y astronomía medievales.
Barcelona: Publicacions i Edicions de la Universitat de Barcelona, 2008.
· Teresi, Dick. Los grandes descubrimientos perdidos.
Barcelona: Crítica, 2004.
· Weinberg, Steven. Los tres primeros minutos del universo.
Madrid: Alianza, 1978.
Webgrafía
· www.anatomiadelahistoria.com Una revista digital especializada en la
divulgación de la historia.
· www.astro-digital.com Revista digital de astronomía por iniciativa de
AstroRED.
· www.astronomia.com Revista digital de astronomía.
· www.cosmopediaonline.com Una guía astronómica del internauta.
· www.danielmarin.es/hdc/astronomiaarabe.htm Espacio digital de la
Agrupación Astronómica de Gran Canaria.
· www.dolmentierraviva.blogspot.com.es Blog sobre los dólmenes y menhires.
· www.history.mcs.st-andrews.ac.uk Revista digital de biografías de la
Universidad de St. Andrews, en Escocia.
· www.istp.gsfc.nasa.gov/stargaze Revista digital de astronomía.
· www.portalciencia.net Portal que incluye extensa información sobre
astronomía.
· www.tayabeixo.com Revista digital de la Asociación Larense (Venezuela)
de Astronomía.
· www.unicauca.edu.co/aida Revista digital de la Agrupación para el
Impulso y Desarrollo de la Astronomía.
· www.windows2universe.org Portal que incluye extensa información sobre
las ciencias de la Tierra y del espacio.
No hay comentarios:
Publicar un comentario