VIII. EL UNIVERSO SE AMPLÍA
AUNQUE en 1610 Galileo señaló que la Vía Láctea estaba formada por inmenso número de estrellas, los principales astrónomos de aquella época dieron poca importancia a tal afirmación, posiblemente porque estaban enfrascados en encontrar un modelo único y congruente del Sistema Solar. Además, en ese entonces no había ideas claras ni datos suficientes que permitieran teorizar en forma científica sobre el origen y distribución de las estrellas; lo más que se había podido establecer era que, por no ser posible medirles paralaje alguna, esos astros tenían que ser objetos muy lejanos.
De la gran síntesis realizada por Newton surgió un universo mecanicista, considerado homogéneo, isotrópico e infinito, además de estático a gran escala. Por estas razones la idea de que las estrellas se encontraban distribuidas espacialmente de manera uniforme fue común entre los astrónomos hasta principios del siglo XVIII. Al perfeccionarse los telescopios se hizo evidente que en realidad el cosmos no era así, ya que uno de los primeros hechos que mostraron las observaciones fue la existencia de agrupamientos de estrellas formados por cientos o miles de ellas. Incluso el aspecto mismo de la Vía Láctea indicaba la existencia de una distribución de estrellas no uniforme en el firmamento.
Por esas fechas, el uso de los telescopios demostró que en diferentes regiones de la bóveda celeste existían objetos extendidos con aspecto difuso. Los principales observadores consideraron que eran conglomerados estelares bien delimitados, que presentaban esa apariencia debido a que se hallaban a distancias tan grandes que no era posible distinguir individualmente a las estrellas que los formaban. Al teorizar sobre la estructura del Universo, Kant sugirió que esas nebulosas eran similares en todo a nuestra Vía Láctea, y que por el hecho de estar tan alejadas de nosotros y entre sí podían considerarse islas cósmicas o universos-islas, ya que los pensó como sistemas cerrados e independientes, separados por distancias inconmensurables. A este respecto, en su Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels, Kant afirmó que:
Ejemplo de ese tipo de objetos celestes era la llamada nebulosa de Andrómeda, objeto difuso de forma elíptica visible a simple vista, que había sido observado ya desde el siglo X (figura 42).
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Figura 42. Fotografía que muestra a la galaxia de Andrómeda y a dos de sus satélites.
Algunos estudiosos trataron de resolver la contradicción originada al suponer por un lado la uniformidad del Universo y, por otro, observar la existencia de conglomerados estelares bien definidos, así como objetos extendidos y difusos, y para ello supusieron que esas nebulosas no tenían existencia material sino que solamente eran consecuencia directa de fenómenos ópticos ocurridos dentro de los telescopios. Otros, por el contrario trataron de entender físicamente su naturaleza y el papel que desempeñaban dentro de la estructura cósmica.
Como se verá en el presente capítulo, los intentos por determinar la distribución estelar y por resolver la cuestión relativa a la constitución de las nebulosas sirvieron para comenzar a trazar la forma y estimar las dimensiones de nuestra galaxia, aunque debe aclararse que en esa época lo que en realidad querían los pensadores y observadores que realizaron esos trabajos era determinar la estructura y las dimensiones de todo el Universo.
PRIMEROS INTENTOS MODERNOS PARA DETERMINAR LA FORMA DEL UNIVERSO
A causa de la actitud hostil que adoptaron las diferentes corrientes religiosas que en esa época campeaban sobre Europa continental, se tuvo mucho cuidado de evitar interpretaciones cosmogónicas no ortodoxas. Esta fue, por ejemplo, la postura tomada por René Descartes. Sin embargo, las actitudes adversas hacia la teoría heliocéntrica no tuvieron la misma intensidad en Inglaterra, donde las ideas de Copérnico y sus sucesores pudieron ser discutidas con libertad. Previamente a la publicación de los Principia de Newton, surgieron en ese país obras que difundieron el heliocentrismo. En su opúsculo A Perfit Description of the Caelestiall Orbes ("Una descripci perfectaón de las esferas celestes") publicado en Londres en 1576, Thomas Digges (ca. 1545-1595) hizo una traducción libre al inglés de las partes fundamentales del texto de Copérnico, agregando algunas ideas propias, particularmente relacionadas con la infinitud del firmamento. En esa obra Digges ya no supuso la existencia de la esfera de las estrellas fijas como el límite cósmico, suposición que incluso había hecho Copérnico, sino que consideró un universo infinito poblado de estrellas distribuidas en forma tal que la distancia de cada una de ellas al centro del Universo, ocupado por el Sol, era diferente (figura 43). Además de considerar esta distribución estelar variable, afirmó que las estrellas eran mayores que este astro.
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Figura 43. Modelo heliocéntrico del Universo de acuerdo a Digges.
Otro inglés que siguió esa línea de pensamiento fue William Gilbert (1540-1603), quien es mejor conocido por ser uno de los precursores del estudio científico del magnetismo. En su obra póstuma De mundo sublunari philosophia nova ("Filosofía nueva del mundo sublunar"), publicada en Amsterdam en 1651, representó a las estrellas distribuidas por todo el firmamento en forma todavía más clara que Digges, alejándose más de la arcaica idea de la existencia de una esfera formada por estrellas fijas como límite de un universo perfecto y finito (figura 44). Pero quien realmente dio un paso notable en este campo fue Thomas Wright (1711-1789), quien, con el propósito de encontrar en el estudio de la distribución estelar un orden que fuera reflejo directo del que en el terreno moral y espiritual había establecido Dios, formuló el primer modelo razonablemente correcto sobre la constitución y estructura de la Vía Láctea.
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Figura 44. Representación heliocéntrica de Gilbert.
No obstante que su trabajo encaja más en el terreno filosófico que en el astronómico, con su obra titulada An Original Theory or a New Hypothesis of the Universe ("Una teoría original o nueva hipótesis sobre el Universo") publicada en Londres en 1750, Wright introdujo aspectos astronómicos de importancia que deben ser mencionados. Al aceptar la conclusión observacional de Galileo de que la Vía Láctea está formada por una masa de estrellas sin resolver, Wright pudo explicar su apariencia, asegurando que el aspecto de banda brillante y lechosa se debía solamente a que nos encontramos inmersos en ella, en lo que localmente puede considerarse una capa plana formada por muchas estrellas. Afirmó que al mirar en la dirección en que se extiende esa capa, el observador veía luz proveniente de gran número de estrellas a la vez, incluso de aquellas tan débiles que no podían mirarse de manera individual, pero que al sumar su luz a la de otras iguales a ellas producían la ilusión óptica de ser sólo una banda luminosa en el cielo. Wright consideró que esa estructura aplanada tenía dimensiones infinitas a lo largo de su plano principal, pero que su grosor era finito (figura 45).
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Figura 45. Representación de la Vía Láctea hecha por Wright.
En esa misma obra consideró que el Universo estaba formado por un número infinito de estructuras estelares, como en la que nos encontramos inmersos. En uno de los dos modelos geométricos que elaboró para explicar sus ideas cosmogónicas afirmó que esos sistemas eran esferas cerradas, cuya envolvente era un delgado cascarón formado a su vez por infinidad de estrellas.
Su otro modelo puede considerarse más próximo a lo que actualmente se sabe sobre la forma de nuestra galaxia. En él establecía que la Vía Láctea era en realidad un disco que contenía al Sol muy cerca de su centro. En ese modelo jerarquizaba los movimientos cósmicos, ya que además de aceptar la hipótesis heliocéntrica de Copérnico en la que la Luna gira en torno a la Tierra y ésta alrededor del Sol, también consideró que este astro se desplazaba circularmente en torno al centro del disco o centro universal de gravitación, que fue como él lo llamó. De acuerdo con sus ideas teológicas identificó ese punto con el asiento de la divinidad, de donde emanaba la fuerza que mantenía unido a todo el sistema. Hasta donde se sabe ésta es la primera ocasión en que se consideró al Sol como una estrella más moviéndose en torno a un punto privilegiado, arrastrando en ese movimiento a todos los planetas. Este último modelo muestra que Wright ya no se limitó a considerar al Sol como el centro inmóvil del Universo, sino que fue capaz de concebirlo girando junto con las demás estrellas.
El respaldo a esta idea de Wright fue un hecho observacional. Todos los que hemos observado la Vía Láctea nos hemos dado cuenta de que no divide a la bóveda celeste en dos partes iguales (véase la figura 1). Wright afirmó que ese efecto era causado porque, aunque el Sol se hallaba cerca del centro de nuestro sistema estelar, no estaba localizado en el plano central del mismo, sino que se situaba a considerable distancia de él. Esta parte de la teoría de Wright establece un hecho novedoso de gran importancia, pues con su explicación, que por cierto es correcta, quitó a nuestra estrella la posibilidad de ser el centro del Universo.
Se ha dicho que este autor es considerado más bien un filósofo que un astrónomo. Sin embargo, además de construir los modelos ya mencionados, también realizó trabajos astronómicos de gran utilidad, pues calculó el valor de la unidad astronómica en 80,000,000 de millas (130,000,000 km), valor que se acerca mucho (87%) al aceptado actualmente. Sugirió además la existencia de planetas aún no descubiertos, tanto más allá de Saturno como interiores a la órbita de Mercurio, y explicó la existencia de una brecha interplanetaria entre Marte y Júpiter diciendo que ahí debería existir un planeta, pero que seguramente había sido desintegrado por el choque con un cometa. Debe hacerse notar que esta última hipótesis la dio a conocer 50 años antes del descubrimiento del primer asteroide.
Las principales ideas cosmogónicas debidas a Wright pueden resumirse en los siguientes tres puntos:
1) La Vía Láctea es una galaxia más entre el número infinito de objetos de ese tipo que hay en el Universo.
2) La apariencia de banda brillante y blanquecina que muestra se debe a que al menos localmente es una estructura estelar muy rica, de forma aplanada y constituida por un número infinito de estrellas de muy bajo brillo.
3) Cada galaxia es concéntrica a su propio centro supernatural,
del cual emerge la fuerza que la gobierna, además de ser un sistema estelar
completamente independiente de las otras galaxias.
Aunque poco conocida en su época se sabe que la cosmología de Wright influyó en Kant, quien tomó del autor inglés elementos importantes para su modelo cósmico. Al extenderlo y complementarlo con aspectos dinámicos sugeridos por las teorías mecanicistas de Newton, Kant obtuvo su propio esquema de un universo infinito.
A pesar de los avances en óptica y del rápido crecimiento que experimentó la mecánica newtoniana, al mediar el siglo XVIII las investigaciones astronómicas, tanto en su aspecto teórico como en el observacional, seguían estando fundamentalmente constreñidas al estudio del Sistema Solar. Esta situación cambió en forma notable gracias al fecundo trabajo observacional de un solo astrónomo, Friedrich William Herschel (1738-1822). Su contribución al desarrollo astronómico ha sido enorme, pues sus investigaciones no solamente ampliaron la frontera del Sistema Solar, sino que contribuyeron a la apertura de nuevas áreas, permitiendo el estudio científico de objetos cósmicos localizados más allá de los límites del sistema planetario.
Su interés por la observación astronómica y su escasez de recursos económicos lo llevaron a construir sus propios telescopios. Fabricó más de 100, llegando a ser un verdadero experto en el tallado de espejos metálicos y en la elaboración de telescopios reflectores. El primero que construyó tenía un espejo de tan solo 5 cm de diámetro, pero el mayor fue un telescopio con espejo de 1.2 metros y distancia focal de 12 metros.
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Figura 46. Manchas solares. Fotografía tomada el 1 de octubre de 1909 en el Observatorio Astronómico Nacional de México.
Sus trabajos astronómicos fueron diversos, abarcando desde el estudio telescópico
de Mira Ceti, que fue la primera estrella variable conocida,
1
pasando por la observación de las manchas solares (figura 46) y su posible relación
con la climatología terrestre, hasta el descubrimiento de los cambios presentados
por los casquetes polares de Marte (figura 47). En 1795 determinó que el valor
de la UA era de 152 000 000 km, valor prácticamente igual al que
se usa en la actualidad.
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Figura 47. Dibujo de la superficie marciana donde se muestran los casquetes polares.
Pronto el interés de Herschel fue tomando la dirección de los estudios estelares, ya que concibió el proyecto de observar más allá de los límites de nuestro sistema planetario para poder establecer hechos ciertos sobre la estructura cósmica. De una manera muy cuidadosa comenzó a catalogar todas las estrellas que podía observar a través de sus telescopios, pues basándose en su distribución en el firmamento pretendía determinar la forma y dimensiones del Universo.
Como consecuencia de ese laborioso y metódico trabajo descubrió un nuevo planeta.
Utilizando un telescopio con espejo de 16 cm de diámetro y 2 m de distancia
focal, el 13 de marzo de 1781 observaba y medía un grupo de estrellas poco brillantes
localizadas en la constelación de los Gemelos (Geminis). Advirtió que
una de esas estrellas no mostraba el aspecto puntual que a través de los telescopios
presentaban todas las estrellas, sino que se veía como un pequeñísimo círculo.
Cambió de ocular
2
para aumentar el poder amplificador de su telescopio y vio que el área del círculo
también aumentaba. Al continuar la observación se dio cuenta de que ese astro
se desplazaba respecto al fondo de las estrellas fijas.
Aunque no pudo observar la cola típica asociada con los cometas, supuso que el objeto que observaba era uno de esos cuerpos celestes, y así lo hizo saber el 26 de abril de 1781 a la Royal Society de Londres.
El peso de la tradición milenaria que establecía la existencia de sólo cinco planetas (sin incluir a la Tierra) era tan grande que Herschel no tuvo en el momento de su descubrimiento la audacia de pensar que había encontrado un nuevo planeta, razón por la que el título del trabajo acerca de sus observaciones fue Account of a Comet ("Reseña de un cometa").
Una vez que se divulgó ese descubrimiento los mejores astrónomos de Europa se dedicaron a observar el nuevo astro para determinar sus parámetros orbitales. Pronto se estableció que ese cuerpo celeste seguía una trayectoria muy próxima a la circular, que además quedaba contenida en el plano de la eclíptica. Como estas dos características eran propias de los otros planetas conocidos, concluyeron que en realidad se trataba de un nuevo planeta, al que después de diversas propuestas se acordó llamar Urano. La importancia de ese descubrimiento fue enorme, sobre todo porque propició una nueva mentalidad en la manera de entender el cosmos. La distancia media entre Urano y el Sol resultó ser de 19.2 UA, valor que duplica la que hay entre esa estrella y Saturno. Por esta razón, el descubrimiento de Herschel amplió al doble las dimensiones del Sistema Solar, mostrando así que éste era mucho mayor que lo que los astrónomos más audaces habían imaginado con anterioridad. Evidentemente el prestigio que Herschel adquirió con ese hallazgo fue grande y lo convirtió en uno de los científicos más respetados de su época.
Aprovechando sus grandes telescopios Herschel intentó medir directamente paralajes estelares, pero sin éxito. Sin embargo, durante esas investigaciones observó la existencia de un número considerable de estrellas dobles. Después de medir cuidadosamente las variaciones relativas de posición de las dos componentes que formaban esos grupos estelares, pudo demostrar que en realidad ambas estrellas constituían un sistema físicamente ligado, donde la interacción entre los dos cuerpos celestes se debía a la fuerza de gravedad. Este descubrimiento fue de gran importancia, ya que demostró que la fuerza de atracción gravitatoria a la que Newton había considerado responsable del movimiento de los planetas en torno al Sol, tenía vigencia más allá del Sistema Solar, lo cual le dio un carácter de verdadera fuerza universal.
Mediciones muy cuidadosas del movimiento relativo de las estrellas que forman esos sistemas binarios permitieron a Herschel demostrar que describían órbitas elípticas. Una vez establecidos los periodos orbitales de ambas estrellas, y mediante la aplicación de las leyes de Kepler, pudo determinar importantes parámetros físicos de los dos miembros de esos sistemas, tales como las masas de las estrellas que los forman. De esta manera, uniendo los resultados observacionales con las leyes físicas, la astronomía avanzó en una nueva dirección, superando la etapa meramente descriptiva del movimiento de los cuerpos celestes para entrar al terreno de la determinación de las características intrínsecas a la naturaleza de los astros.
Como consecuencia directa de todo ese fructífero trabajo observacional, Herschel fue el primer astrónomo que tuvo a su disposición datos que le permitieron intentar de manera científica la descripción y medida de nuestro sistema estelar. Partiendo de la hipótesis de que en cada pequeña región observada del cosmos el número promedio de estrellas presentes era el mismo, buscó determinar la densidad estelar del Universo. Para llevar a cabo ese estudio Herschel aplicó técnicas estadísticas, desarrollando en 1784 el método de las reglas estelares, que consistía en el conteo cuidadoso de todas las estrellas que podía ver a través del telescopio en distintas direcciones del firmamento hasta una magnitud determinada. En 1785 publicó el resultado de su conteo en 683 regiones diferentes del cielo, y posteriormente agregó los datos de otras 4 000 zonas. Su trabajo mostró que en algunas áreas únicamente se veía una estrella de la magnitud límite, mientras que hubo otra donde estimó la existencia de 116 000.
Tan marcadas desigualdades en la distribución estelar sólo podían entenderse como consecuencia de una de dos causas: o bien se trataba de una verdadera distribución irregular de las luminarias celestes en el espacio tridimensional, o se debía a diferencias en la distancia a la que las distintas partes del sistema estelar se extendía. Herschel, seguramente influido por el peso de una tradición milenaria que afirmaba que las estrellas se distribuían uniformemente en el firmamento, tomó como hipótesis de trabajo la segunda posibilidad, suponiendo además que sus telescopios le permitían escudriñar los bordes mismos del sistema estelar en cualquier dirección a donde los dirigiera. Supuso también que todas las estrellas tenían el mismo brillo, lo que implicaba que al observar en una dirección determinada del cielo, las más débiles serían las más lejanas.
Observó en más de 1 000 direcciones distintas de la bóveda celeste, y determinó las diferencias en brillo de un enorme número de estrellas (5 819 000), lo que le permitió obtener los promedios correspondientes a cada campo estelar estudiado. Como consideró que la concentración de estrellas en diferentes áreas del firmamento era una medida de la profundidad a la que el sistema estelar se extendía, convirtió las variaciones de brillo en distancias relativas, y fue así que concluyó que nuestra galaxia es un sistema tridimensional con forma de disco irregular. Ya que a pesar del enorme número de estrellas observadas sólo pudo estudiar un área pequeña del cielo, cuando en 1785 publicó sus resultados lo que verdaderamente dio a conocer fue la proyección de un cosmos tridimensional en el plano de la bóveda celeste. Es por ello que la figura 48, que es el diagrama de la galaxia que él publicó, representa un corte transversal de ese sistema de estrellas. Debe aclararse que esa representación fue tomada por Herschel como si fuera el universo en su totalidad y no solamente como el sistema de la Vía Láctea, ya que él no diferenciaba todavía entre estos dos sistemas.
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Figura 48. Corte transversal del disco de la Vía Láctea de acuerdo a las investigaciones de Herschel. El punto grueso cerca del centro representa la posición del Sol.
Mediante sus observaciones telescópicas confirmó lo que la observación a simple vista nos deja entrever: que las estrellas son más abundantes cerca de la Vía Láctea que en la dirección perpendicular a ésta. El esquema que surgió de su laborioso conteo fue el de un conglomerado en forma de disco un tanto irregular, donde uno de sus lados se dividía en dos ramas. De acuerdo con sus cálculos, el diámetro de ese sistema estelar era casi siete veces mayor que su grosor, por lo que en conjunto resultó claramente aplanado, siendo precisamente la Vía Láctea la que quedaba contenida en ese plano. En su modelo, el Sol ocupaba una posición muy cercana al centro del sistema.
La figura 48 permite apreciar la gran bifurcación ya mencionada que corresponde a un desdoblamiento de la Vía Láctea, fácilmente apreciable a simple vista, entre las constelaciones del Escorpión y del Cisne. Herschel creyó que en ese espacio el número de estrellas era considerablemente menor que en el resto de la galaxia. Ahora se sabe que no es así, y que lo que en realidad está ocurriendo en esa y otras regiones de la Vía Láctea es que son oscurecidas por la presencia de grandes cantidades de material opaco que ahí se localiza, el que por sus propiedades físicas es capaz de absorber la luz proveniente de las estrellas. Es conveniente aclarar que la presencia de material oscurecedor en la galaxia no fue comprobada sino hasta el presente siglo.
Para determinar en forma absoluta las dimensiones de su modelo cósmico, Herschel
tuvo que calibrar el alcance de sus telescopios. Esto lo hizo de la siguiente
manera. Sabía que la distancia a Sirio, que era la estrella más brillante del
cielo y por tanto la más cercana según su hipótesis, había sido estimada por
diferentes astrónomos solamente en tres años luz.
3
Por otra parte, se sabía que las estrellas más débiles que se observan a simple
vista tienen sólo 1/64 del brillo de Sirio, lo cual de acuerdo con la ley física
encontrada experimentalmente que establece que una fuente luminosa cualquiera
disminuye su brillo en proporción inversa al cuadrado de su distancia al observador,
significaría que esas estrellas tendrían que hallarse siete veces más lejos
de nosotros que Sirio, hecho que implicaba que el poder de penetración del ojo
para escudriñar el firmamento alcanzaba distancias de 24 años luz. Como el telescopio
que Herschel utilizó para esos estudios de la estructura galáctica tenía un
espejo de 1.2 metros, al comparar el área de ese instrumento con la de la pupila
del ojo humano estableció que dicho telescopio podría registrar objetos alejados
4 000 años luz del Sol, ya que la captación de la luz por cualquier instrumento
óptico (el ojo es uno de ellos) es directamente proporcional a su área. De esta
manera tan ingeniosa, Herschel estimó que la estructura cósmica en forma de
disco que había surgido de su estudio estadístico de la distribución de las
estrellas en el firmamento tenía un diámetro de 8 000 años luz y un poco más
de 1 000 de grosor, lo que significó una ampliación gigantesca en las dimensiones
del Universo.
Gracias a que Herschel construyó los telescopios más potentes de su época, fue capaz de descubrir miles de objetos de aspecto nebuloso. La apariencia, sin embargo, no era la misma para todos, pues mientras unos mostraban características de tipo estelar, otros se veían muy difusos y lechosos. Encontró que los primeros se hallaban en regiones oscuras del cielo, lejos del plano de la Vía Láctea, mientras que los de aspecto lechoso abundaban precisamente en ese plano. Así, estableció que la densidad de los primeros aumentaba en forma considerable al alejarse del plano determinado por la Vía Láctea, y concluyó que las nebulosas de aspecto estelar eran objetos externos a ella y, por tanto, que existían universos-islas. Con estos datos concibió a nuestro sistema estelar como uno de esos universos-islas, aislado en el espacio y flotando en él. Consideró que más allá de sus límites existía un número infinito de sistemas en todo iguales al nuestro.
En 1789 puso en operación el mayor de los telescopios que construyó: un reflector
de 12 m de distancia focal
4
montado
sobre una complicada estructura giratoria hecha de madera y movida mediante
cables y poleas. Con ese instrumento estudió en forma detallada la estructura
de los anillos de Saturno y descubrió el sexto y el séptimo satélites de ese
planeta, que posteriormente fueron llamados Encédalo y Mimas,
respectivamente, con lo cual se amplió el número de cuerpos celestes pertenecientes
al Sistema Solar.
Otro importante logro observacional obtenido por Herschel fue demostrar que el Sol está en movimiento. Gracias a sus observaciones se dio cuenta de que las estrellas de nuestra vecindad se ven acercarse hacia un punto del cual el Sol parece apartarse, mientras que se alejan del punto al que éste parece ir. Después de muchos años de trabajo le fue posible demostrar que ese efecto se debe a que nuestra estrella se desplaza en dirección de un punto bien determinado de la bóveda celeste que se encuentra en dirección de la constelación de Hércules, con una velocidad de 19 kilómetros cada segundo, lo que equivale a cuatro unidades astronómicas por año. A ese punto lo llamó Ápex. Desde el punto de vista de la construcción de modelos cosmogónicos, esas observaciones no sólo demostraron que los planetas se están moviendo en torno al Sol, sino que éste se desplaza dentro de nuestro sistema estelar. Por lo tanto, a partir de ese descubrimiento ya no fue posible considerar al Sol inmóvil. Esta idea había sido expresada por Wright, pero su confirmación tuvo que esperar hasta que se produjeron observaciones estelares precisas y sistematizadas.
En 1800 William Herschel estudiaba la luz proveniente del Sol siguiendo la idea experimental que permitió a Newton descomponerla en los diferentes colores del arco iris. Después de cuidadosas mediciones estableció que más allá de la zona donde terminaba el color rojo había una región que era calentada por algo invisible. Fue así como descubrió la radiación infrarroja emitida por el Sol. Posteriormente se ha demostrado que este tipo de radiación es emitida por todos los cuerpos cósmicos. Su estudio ha permitido ampliar considerablemente nuestros conocimientos sobre la estructura del Universo, ya que esos rayos localizados más allá del color rojo proporcionan información valiosa que aunque nuestros ojos no pueden ver, sí puede ser medida con instrumentos apropiados.
Con todo su trabajo Herschel amplió considerablemente la visión que el hombre tenía de su lugar en el Universo, y aunque su modelo de la Vía Láctea no resultó correcto, pues su hipótesis de que todas las estrellas tenían el mismo brillo es falsa, su contribución a la astronomía fue tan rica que aún seguimos utilizando mucho del material que nos legó.
El caudal de descubrimientos astronómicos importantes comienza a ser tan grande a partir del siglo XVIII, que en una obra de este tipo es imposible hacer mención de todos ellos. Sin embargo, por el papel que algunos desempeñaron en el correcto entendimiento de la estructura del Sistema Solar, así como en el proceso que permitió establecer la separación conceptual entre éste y lo que formaba al resto del Universo, mencionaremos los más notables.
Giuseppe Piazzi (1746-1826) fue, después de Herschel, el más importante observador de la segunda mitad del siglo XVIII. Tras una meritoria labor magisterial se le encomendó fundar los observatorios de Nápoles y Palermo. Convencido de que la elaboración de catálogos estelares era fundamental para el desarrollo de la astronomía, se dedicó a realizar observaciones muy cuidadosas con el fin de producirlos. En el observatorio de Palermo durante la primera noche del año de 1801, descubrió un nuevo astro, y tras observarlo varias noches sucesivas, comprobó que se desplazaba respecto a las estrellas de fondo. Logró estudiar su movimiento por 40 noches y con los datos que obtuvo publicó el descubrimiento de ese nuevo cuerpo celeste al que llamó Ceres, que fue el primer asteroide descubierto. La palabra asteroide fue acuñada por Herschel, quien pensó que ese nombre era el apropiado para cuerpos pequeños que no alcanzaban a ser astros.
Karl Friedrich Gauss (1771-1855), destacado matemático que se interesó por la aplicación rigurosa de la mecánica newtoniana para la correcta determinación de las órbitas planetarias; desarrolló un nuevo método de cálculo y lo aplicó al análisis de los datos observacionales obtenidos por Piazzi, con lo cual determinó la órbita de ese asteroide, que resultó estar localizado entre Marte y Júpiter.
El segundo objeto de ese tipo fue descubierto por Heinrich Wilhelm Matthäus Olbers (1758-1840), y fue bautizado como Palas. Muy poco después fueron descubiertos el tercero y el cuarto, a los que se llamó Juno y Vesta, respectivamente. Ceres, el mayor de todos los asteroides tiene tan sólo 770 kilómetros de diámetro.
Con estos y otros descubrimientos similares, al mediar el siglo XIX se
había establecido la existencia de un considerable número de asteroides, todos
orbitando al Sol dentro de una franja contenida entre las trayectorias que siguen
Marte y Júpiter. Este cinturón de asteroides agregó otro componente al
Sistema Solar, así como un interrogante más, ya que hasta la fecha se analiza
y discute el origen de esos pequeños cuerpos sin que se haya encontrado una
teoría que pueda explicar satisfactoriamente todos los hechos observados.
Al mismo tiempo que diversos investigadores realizaban estudios teóricos precisos
para determinar adecuadamente las órbitas planetarias, con lo cual contribuían
así a un desarrollo explosivo de las técnicas de cálculo de la mecánica celeste,
se continuaron los esfuerzos observacionales para establecer las distancias
a las estrellas, pues la antigua inquietud por conocer las dimensiones reales
del Universo alcanzó proporciones mayores cuando se dispuso de aparatos de gran
exactitud. Así, gracias al desarrollo del heliómetro
5
fue posible determinar las primeras paralajes estelares.
Durante 1838 Friedrich Wilhelm Bessel (1784-1846) utilizó un aparato de ese
tipo para observar sistemáticamente a 61 Cygni, estrella de la constelación
del Cisne, que según las observaciones de Piazzi se desplazaba con respecto
a otras estrellas, razón por la que se pensó que ese movimiento
6
era reflejo de su cercanía a nuestro sistema planetario.
Al finalizar 1838 Bessel había determinado que 61 Cygni describía una pequeñísima elipse en el cielo. Comprendió que esos minúsculos desplazamientos correspondían a la proyección que sobre la bóveda celeste tiene el movimiento orbital real de la Tierra en torno al Sol (véase la figura 33). Bessel encontró un valor de tres décimas de segundo de arco (0.3") para la paralaje de esa estrella. Con ese dato y sabiendo que el diámetro de la órbita terrestre es de 30 000 000 km, estableció que 61 Cygni se encontraba a una distancia de 11 años luz.
Como muestra el cuadro 2, después de esa importante medición el trabajo en ese sentido ha continuado, lo que ha permitido determinar las distancias a otras estrellas de la vecindad solar. Tal fue el caso de a Centauri, la estrella más brillante de la constelación del Centauro, que resultó ser una estrella triple cuya componente más cercana es la llamada Próxima Centauri, astro que se localiza a sólo cuatro y medio años luz.
A pesar de lo útil que resulta el método de las paralajes estelares para determinar las distancias a las estrellas, sólo puede aplicarse a las más cercanas, pues únicamente en esos casos es posible medir en forma confiable los pequeñísimos ángulos que permiten hacer los cálculos correspondientes. A pesar de esta fuerte restricción de carácter práctico, el método ha permitido establecer distancias que antes no se conocían, con lo cual sé ha demostrando que las estrellas en realidad se encuentran muy alejadas, suposición que si bien ya había sido hecha por los astrónomos desde la antigüedad, no pudo ser comprobada hasta que se perfeccionaron los instrumentos de observación y de medida.
Las mediciones de paralajes estelares iniciadas por Bessel fueron la solución
definitiva al añejo problema de si existía o no un movimiento estelar que reflejara
el movimiento terrestre, problema que, como ya se ha mencionado, surgió cuando
algunos pensadores griegos argumentaron que era la Tierra la que estaba en movimiento
y no así la esfera de las estrellas fijas.
CUADRO 2. DISTANCIA DE ALGUNAS ESTRELLAS DETERMINADA POR EL MÉTODO DE LA PARALAJE ESTELAR.
| |
||
| Nombre | Paralaje* |
Distancia** |
| |
||
| Proxima Centauri | 0.762 |
4.27 |
| a Centauri | 0.756 |
4.31 |
| Wolf 359 | 0.403 |
8.08 |
| Sirio | 0.376 |
8.67 |
| Ross 154 | 0.350 |
9.31 |
 Eridani |
0.303 |
10.75 |
| t Ceti | 0.298 |
10.93 |
| 61 Cygni | 0.296 |
11.01 |
| Procyon | 0.291 |
11.20 |
| Indi |
0.288 |
11.32 |
| Ross 614 | 0.260 |
12.54 |
| Krüger 60 | 0.256 |
12.73 |
| Ross 42 | 0.250 |
13.04 |
| Arturo | 0.080 |
40.75 |
| Aldebarán | 0.057 |
57.19 |
| Mira Ceti | 0.02 |
163.00 |
| Betelgeuse | 0.017 |
191.76 |
| b Pegasi | 0.016 |
203.75 |
| Antares | 0.0095 |
343.15 |
| a Herculis | 0.008 |
407.50 |
| |
||
*expresada en segundos de arco ("). **expresada en años luz. |
||
EL GRAN TRIUNFO DE LA MECÁNICA CELESTE
Como ya se ha mencionado, en el terreno astronómico la mecánica comenzó a cosechar
triunfos desde que Newton la formuló como un sistema. Su poder de predicción
fue demostrado cuando en 1758-1759 regresó el cometa Halley a las cercanías
del Sol. El desarrollo que esta disciplina tuvo después de esa época se debió
al esfuerzo de un considerable número de investigadores, entre los que destacan
Leonhard Euler (1707-1783), Alexis Claude Clairaut (1713-1765), Jean le Rond
d'Alembert (1717-1783), Joseph-Louis Lagrange (1736-1813) y el ya mencionado
Laplace, quienes con sus estudios sobre los movimientos planetarios enriquecieron
grandemente esa disciplina. Sin embargo, la aceptación universal de la mecánica
como una rama científica no ocurrió sino hasta el siglo XIX, cuando
su poder teórico de predicción fue aplicado al estudio riguroso de las perturbaciones
que mostraba la órbita de Urano, con lo cual se lograron nuevos y espectaculares
hallazgos.
El descubrimiento del octavo planeta del Sistema Solar es un claro ejemplo de lo que puede lograrse tras un análisis crítico de los hechos observacionales, aunado a una aplicación correcta de las leyes de la física para entender el comportamiento de la naturaleza; pero también sirve para mostrar cómo las dudas, las posturas personales y los prejuicios de los hombres de ciencia pueden convertirse en freno del progreso científico.
Después del descubrimiento de Urano, varios fueron los investigadores que se dedicaron a buscar en los archivos datos anteriores a Herschel sobre observaciones de este planeta, pues les extrañaba que un objeto que por su brillo podía ser visto a simple vista no hubiera sido descubierto antes. Esa búsqueda demostró que dicho planeta había sido observado telescópicamente antes de Herschel. El astrónomo real de Inglaterra, John Flamsteed (1646-1719), lo había observado en cinco ocasiones, la primera en 1690; mientras que en Francia Pierre Charles Lemonnier (1715-1799) lo observó ocho veces en un mismo mes. Estos y otros personajes registraron un total de 20 observaciones distintas de ese planeta, sin embargo, en todos los casos lo confundieron con una estrella más, en parte porque todavía no existían buenos mapas celestes, pero sobre todo porque no estaban preparados para aceptar la existencia de un nuevo miembro del Sistema Solar.
Con las posiciones de Urano obtenidas de esas búsquedas, así como con las logradas por Herschel y otros de sus contemporáneos, se establecieron los parámetros orbitales de dicho planeta. Cuando solamente se contaba con pocos datos, el movimiento de Urano en torno al Sol pareció regular, pero ya en 1808 mostró desviaciones importantes con respecto a la posición predicha por los cálculos basados en la mecánica newtoniana.
Como se sospechaba que las observaciones anteriores a Herschel no tenían la precisión adecuada y que podrían ser las responsables de esas diferencias, se las desechó; pero aun así continuaron las discrepancias entre las posiciones predichas por los cálculos y las observadas. Para 1830 las mejores tablas astronómicas tenían un desacuerdo superior a los 20" de arco, y para 1845 esa cantidad había alcanzado el valor de 2' de arco.
Esto fue causa de preocupación para todos los astrónomos, quienes trataron de encontrar una explicación clara y convincente a ese hecho. Un grupo, que sin duda no fue el más numeroso, supuso que se debía a que la ley de gravitación no podía aplicarse correctamente a cuerpos celestes tan lejanos, mientras que la mayoría trataba de salvar esa ley que ofrecía tan buenos resultados y suponían que las desviaciones se debían a la influencia gravitacional de un planeta no conocido, que debía ser externo a la órbita de Urano, pues, de no ser así, su influencia también se habría dejado sentir sobre Saturno y Júpiter. Esta propuesta no era nueva, ya que, como dijimos, Thomas Wright mencionó la posibilidad de que existieran planetas más allá de la órbita ocupada por Saturno. Pero una cosa era afirmar esa posibilidad y otra muy diferente probar la existencia de ese nuevo planeta.
Esto lo hicieron dos astrónomos que dominaban profundamente las herramientas matemáticas necesarias: el inglés John Couch Adams (1819-1892) y el francés Jean Joseph Urbain Leverrier (1811-1877). En 1841 Adams comenzó a buscar la solución al intrincado problema de explicar por qué se presentaban desviaciones tan grandes en la órbita calculada para Urano. En 1845 encontró que la diferencia entre lo observado y lo calculado se explicaba satisfactoriamente si se suponía la presencia de un octavo planeta externo a la órbita de Urano. La acción gravitacional ejercida por la masa de ese cuerpo celeste no conocido sería la causante de las perturbaciones en el movimiento de Urano. Mediante elaborados cálculos determinó la masa que debería tener dicho planeta, así como los principales elementos de su órbita. Los resultados de ese laborioso trabajo teórico los comunicó al astrónomo real George Airy (1801-1892). Éste era uno de los que pensaban que las irregularidades en la trayectoria de Urano tenían su origen en una ley de gravitación que no era aplicable a distancias tan grandes como las que nos separaban de ese astro. Por esta razón, tras hacer una crítica superficial al trabajo de Adams no le dio mayor importancia, y menos aún intentó comprobarlo observacionalmente. Sin embargo, tiempo después giró instrucciones para que sus colaboradores observaran la región señalada por Adams, pero el astrónomo encargado no se percató de que lo había visto, pues aunque lo observó no realizó los cálculos correspondientes, razón que le impidió saber que se trataba de un nuevo planeta.
En 1846 Leverrier publicó dos trabajos que resumían sus investigaciones, iniciadas en 1845, sobre las perturbaciones sufridas por Urano. En ellos daba los principales elementos que debería tener la órbita del cuerpo perturbador, valores que por cierto coincidían casi exactamente con los obtenidos por Adams. El 18 de septiembre de ese año Leverrier escribió a Johann Gottfried Galle (1812-1910), astrónomo alemán que trabajaba en el observatorio de Berlín, comunicándole la posición que en esas fechas debería tener el cuerpo estudiado. Galle observó la región indicada el 23 de septiembre, encontrando casi de inmediato el nuevo planeta.
A la noche siguiente confirmó su descubrimiento al observarlo de nuevo. Pudo advertir que se había desplazado respecto a las posiciones que las estrellas ocupaban en ese campo la noche anterior. Seguro de sus observaciones comunicó el resultado a Leverrier, quien lo hizo público. Ese descubrimiento tuvo repercusiones importantes, ya que, además de ampliar todavía más las dimensiones del Sistema Solar, mostró que la mecánica celeste, puesta en entredicho cuando se dudó de la aplicabilidad de la ley de la gravitación, era en realidad una disciplina exacta y segura, capaz de brindar información nueva. Pero sobre todo mostró las potencialidades del análisis teórico aplicado a la astronomía, invirtiendo los papeles tradicionales de los descubrimientos realizados en esta disciplina, ya que por primera vez se conocía con exactitud la existencia de un cuerpo celeste antes de ser observado.
Tras diversas propuestas el planeta recién descubierto fue llamado Neptuno,
siguiendo la tradición milenaria de llamar a los cuerpos más importantes del
Sistema Solar con el nombre de algún dios de la mitología griega. La distancia
media entre Neptuno y el Sol resultó ser de 30.07 UA (4 510 000
000 de kilómetros). Al igual que la de los otros planetas, su órbita es casi
circular, formando un ángulo de inclinación respecto a la eclíptica de sólo
1° 47’. Su periodo de revolución es de 164.8 años, mientras que su
diámetro alcanza los 50 000 km y su masa es 17.3 veces la terrestre.
Este lejano planeta muestra muy pocos detalles cuando se le observa aun a través de los más potentes telescopios, por lo que se sabe muy poco de él. Sin embargo esta situación ha comenzado a cambiar en los últimos años, ya que gracias a las naves espaciales que se han enviado a estudiar los planetas externos ahora se tiene mayor información sobre ellos, incluido Neptuno. Este proceso es lento debido a las enormes distancias que esas naves tienen que recorrer, pero sin lugar a dudas está sirviendo para lograr una mejor comprensión global de todo el Sistema Solar.
Adelantándonos un poco en el tiempo, y sólo para completar el esquema que actualmente se tiene del Sistema Solar y del lugar que en él ocupamos, concluiremos este capítulo reseñando el descubrimiento del último planeta que gira en torno al Sol.
Al disponer de suficientes datos sobre la trayectoria seguida por Neptuno, los astrónomos observaron que ese nuevo planeta también presentaba irregularidades en su movimiento y que no se ajustaba a las predicciones teóricas. Como el procedimiento para resolver ese problema ya era conocido, varios investigadores se dedicaron a realizar los cálculos necesarios para encontrar el posible cuerpo perturbador, destacando los esfuerzos de los astrónomos estadounidenses Percival Lowell (1855-1916) y William Pickering (1858-1938).
En 1919 se inició el rastreó, aprovechando los nuevos y poderosos telescopios reflectores recién instalados en el observatorio de Mount Wilson, California, y aunque posteriormente se vio que el cuerpo buscado había sido registrado en varias placas fotográficas tomadas en ese centro de investigación, no fue reconocido como un nuevo planeta del Sistema Solar hasta 1930, fecha en que Clyde William Tombaugh (1906- ) lo identificó utilizando un telescopio más modesto instalado en el Observatorio Lowell de Flagstaff, Arizona.
Una vez hechos los cálculos correspondientes se encontró que ese planeta, al que se llamó Plutón en honor del dios griego del inframundo, tiene la órbita más excéntrica entre los cuerpos de su género en el Sistema Solar. Su distancia media al Sol de 39.5 UA (5 925 millones de kilómetros) lo hace un cuerpo tan alejado de nosotros, que realmente es bien poco lo que se ha podido determinar con certeza sobre sus propiedades.
Con este descubrimiento, y aunque existe la posibilidad de que pueda haber algún otro miembro del Sistema Solar, puede decirse que ha culminado una larga búsqueda en la que la humanidad trató de establecer el lugar que le correspondía entre los cuerpos que se mueven en la bóveda celeste.
Después de varios milenios de especulación e investigación, ahora se sabe que habitamos un cuerpo de forma muy cercana a la esférica, y que estamos unidos a su superficie por la fuerza de atracción gravitacional que ejerce por su gran masa. También sabemos que a nuestro planeta le toma un año recorrer la órbita elíptica que describe en torno al Sol a causa de la acción de esa fuerza. De manera muy ingeniosa hemos podido medir indirectamente la distancia que nos separa de ese astro, lo que ha permitido establecer que la Tierra es el tercer cuerpo en orden de distancia del Sol. En pocos siglos hemos obtenido información científica que nos obliga a aceptar que, contra todo lo que nuestro sentido común podría afirmar, no ocupamos el centro del Universo, sino que habitamos un planeta de dimensiones muy modestas ligado gravitacionalmente a una estrella, como hay muchas otras en la Galaxia.