VIII. EL UNIVERSO SE AMPL�A

INTRODUCCI�N

AUNQUE en 1610 Galileo se�al� que la V�a L�ctea estaba formada por inmenso n�mero de estrellas, los principales astr�nomos de aquella �poca dieron poca importancia a tal afirmaci�n, posiblemente porque estaban enfrascados en encontrar un modelo �nico y congruente del Sistema Solar. Adem�s, en ese entonces no hab�a ideas claras ni datos suficientes que permitieran teorizar en forma cient�fica sobre el origen y distribuci�n de las estrellas; lo m�s que se hab�a podido establecer era que, por no ser posible medirles paralaje alguna, esos astros ten�an que ser objetos muy lejanos.

De la gran s�ntesis realizada por Newton surgi� un universo mecanicista, considerado homog�neo, isotr�pico e infinito, adem�s de est�tico a gran escala. Por estas razones la idea de que las estrellas se encontraban distribuidas espacialmente de manera uniforme fue com�n entre los astr�nomos hasta principios del siglo XVIII. Al perfeccionarse los telescopios se hizo evidente que en realidad el cosmos no era as�, 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 V�a L�ctea indicaba la existencia de una distribuci�n de estrellas no uniforme en el firmamento.

Por esas fechas, el uso de los telescopios demostr� que en diferentes regiones de la b�veda celeste exist�an 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 sugiri� que esas nebulosas eran similares en todo a nuestra V�a L�ctea, y que por el hecho de estar tan alejadas de nosotros y entre s� pod�an considerarse islas c�smicas o universos-islas, ya que los pens� como sistemas cerrados e independientes, separados por distancias inconmensurables. A este respecto, en su Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels, Kant afirm� que:

Es mucho m�s natural y razonable suponer que una nebulosa no es un sol solitario y �nico, sino un sistema de much�simos soles que aparecen api�ados, a causa de la distancia, en un espacio tan limitado que su luz, que ser�a imperceptible si cada uno de aqu�llos estuviera aislado, basta, debido a su inmenso n�mero, para dar un p�lido y uniforme resplandor. Su analog�a con nuestro sistema de estrellas, su forma, que es precisamente la que debe ser de acuerdo con nuestra teor�a; la tenuidad de su luz, que denota infinita distancia, todas est�n en admirable concordancia y nos lleva a considerar aquellas manchas el�pticas como sistemas del mismo orden que el nuestro: en definitiva a ser v�as l�cteas.

Ejemplo de ese tipo de objetos celestes era la llamada nebulosa de Andr�meda, objeto difuso de forma el�ptica visible a simple vista, que hab�a sido observado ya desde el siglo X (figura 42).

Figura 42. Fotograf�a que muestra a la galaxia de Andr�meda y a dos de sus sat�lites.

Algunos estudiosos trataron de resolver la contradicci�n originada al suponer por un lado la uniformidad del Universo y, por otro, observar la existencia de conglomerados estelares bien definidos, as� como objetos extendidos y difusos, y para ello supusieron que esas nebulosas no ten�an existencia material sino que solamente eran consecuencia directa de fen�menos �pticos ocurridos dentro de los telescopios. Otros, por el contrario trataron de entender f�sicamente su naturaleza y el papel que desempe�aban dentro de la estructura c�smica.

Como se ver� en el presente cap�tulo, los intentos por determinar la distribuci�n estelar y por resolver la cuesti�n relativa a la constituci�n de las nebulosas sirvieron para comenzar a trazar la forma y estimar las dimensiones de nuestra galaxia, aunque debe aclararse que en esa �poca lo que en realidad quer�an 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 �poca campeaban sobre Europa continental, se tuvo mucho cuidado de evitar interpretaciones cosmog�nicas no ortodoxas. Esta fue, por ejemplo, la postura tomada por Ren� Descartes. Sin embargo, las actitudes adversas hacia la teor�a helioc�ntrica no tuvieron la misma intensidad en Inglaterra, donde las ideas de Cop�rnico y sus sucesores pudieron ser discutidas con libertad. Previamente a la publicaci�n de los Principia de Newton, surgieron en ese pa�s obras que difundieron el heliocentrismo. En su op�sculo A Perfit Description of the Caelestiall Orbes ("Una descripci perfecta�n de las esferas celestes") publicado en Londres en 1576, Thomas Digges (ca. 1545-1595) hizo una traducci�n libre al ingl�s de las partes fundamentales del texto de Cop�rnico, 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 l�mite c�smico, suposici�n que incluso hab�a hecho Cop�rnico, sino que consider� 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). Adem�s de considerar esta distribuci�n estelar variable, afirm� que las estrellas eran mayores que este astro.

Figura 43. Modelo helioc�ntrico del Universo de acuerdo a Digges.

Otro ingl�s que sigui� esa l�nea de pensamiento fue William Gilbert (1540-1603), quien es mejor conocido por ser uno de los precursores del estudio cient�fico del magnetismo. En su obra p�stuma De mundo sublunari philosophia nova ("Filosof�a nueva del mundo sublunar"), publicada en Amsterdam en 1651, represent� a las estrellas distribuidas por todo el firmamento en forma todav�a m�s clara que Digges, alej�ndose m�s de la arcaica idea de la existencia de una esfera formada por estrellas fijas como l�mite 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 prop�sito de encontrar en el estudio de la distribuci�n estelar un orden que fuera reflejo directo del que en el terreno moral y espiritual hab�a establecido Dios, formul� el primer modelo razonablemente correcto sobre la constituci�n y estructura de la V�a L�ctea.

Figura 44. Representaci�n helioc�ntrica de Gilbert.

No obstante que su trabajo encaja m�s en el terreno filos�fico que en el astron�mico, con su obra titulada An Original Theory or a New Hypothesis of the Universe ("Una teor�a original o nueva hip�tesis sobre el Universo") publicada en Londres en 1750, Wright introdujo aspectos astron�micos de importancia que deben ser mencionados. Al aceptar la conclusi�n observacional de Galileo de que la V�a L�ctea est� formada por una masa de estrellas sin resolver, Wright pudo explicar su apariencia, asegurando que el aspecto de banda brillante y lechosa se deb�a solamente a que nos encontramos inmersos en ella, en lo que localmente puede considerarse una capa plana formada por muchas estrellas. Afirm� que al mirar en la direcci�n en que se extiende esa capa, el observador ve�a luz proveniente de gran n�mero de estrellas a la vez, incluso de aquellas tan d�biles que no pod�an mirarse de manera individual, pero que al sumar su luz a la de otras iguales a ellas produc�an la ilusi�n �ptica de ser s�lo una banda luminosa en el cielo. Wright consider� que esa estructura aplanada ten�a dimensiones infinitas a lo largo de su plano principal, pero que su grosor era finito (figura 45).

Figura 45. Representaci�n de la V�a L�ctea hecha por Wright.

En esa misma obra consider� que el Universo estaba formado por un n�mero infinito de estructuras estelares, como en la que nos encontramos inmersos. En uno de los dos modelos geom�tricos que elabor� para explicar sus ideas cosmog�nicas afirm� que esos sistemas eran esferas cerradas, cuya envolvente era un delgado cascar�n formado a su vez por infinidad de estrellas.

Su otro modelo puede considerarse m�s pr�ximo a lo que actualmente se sabe sobre la forma de nuestra galaxia. En �l establec�a que la V�a L�ctea era en realidad un disco que conten�a al Sol muy cerca de su centro. En ese modelo jerarquizaba los movimientos c�smicos, ya que adem�s de aceptar la hip�tesis helioc�ntrica de Cop�rnico en la que la Luna gira en torno a la Tierra y �sta alrededor del Sol, tambi�n consider� que este astro se desplazaba circularmente en torno al centro del disco o centro universal de gravitaci�n, que fue como �l lo llam�. De acuerdo con sus ideas teol�gicas identific� ese punto con el asiento de la divinidad, de donde emanaba la fuerza que manten�a unido a todo el sistema. Hasta donde se sabe �sta es la primera ocasi�n en que se consider� al Sol como una estrella m�s movi�ndose en torno a un punto privilegiado, arrastrando en ese movimiento a todos los planetas. Este �ltimo modelo muestra que Wright ya no se limit� a considerar al Sol como el centro inm�vil del Universo, sino que fue capaz de concebirlo girando junto con las dem�s estrellas.

El respaldo a esta idea de Wright fue un hecho observacional. Todos los que hemos observado la V�a L�ctea nos hemos dado cuenta de que no divide a la b�veda celeste en dos partes iguales (v�ase la figura 1). Wright afirm� 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 �l. Esta parte de la teor�a de Wright establece un hecho novedoso de gran importancia, pues con su explicaci�n, que por cierto es correcta, quit� a nuestra estrella la posibilidad de ser el centro del Universo.

Se ha dicho que este autor es considerado m�s bien un fil�sofo que un astr�nomo. Sin embargo, adem�s de construir los modelos ya mencionados, tambi�n realiz� trabajos astron�micos de gran utilidad, pues calcul� el valor de la unidad astron�mica en 80,000,000 de millas (130,000,000 km), valor que se acerca mucho (87%) al aceptado actualmente. Sugiri� adem�s la existencia de planetas a�n no descubiertos, tanto m�s all� de Saturno como interiores a la �rbita de Mercurio, y explic� la existencia de una brecha interplanetaria entre Marte y J�piter diciendo que ah� deber�a existir un planeta, pero que seguramente hab�a sido desintegrado por el choque con un cometa. Debe hacerse notar que esta �ltima hip�tesis la dio a conocer 50 a�os antes del descubrimiento del primer asteroide.

Las principales ideas cosmog�nicas debidas a Wright pueden resumirse en los siguientes tres puntos:

1) La V�a L�ctea es una galaxia m�s entre el n�mero 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 n�mero infinito de estrellas de muy bajo brillo.

3) Cada galaxia es conc�ntrica a su propio centro supernatural, del cual emerge la fuerza que la gobierna, adem�s de ser un sistema estelar completamente independiente de las otras galaxias.

Aunque poco conocida en su �poca se sabe que la cosmolog�a de Wright influy� en Kant, quien tom� del autor ingl�s elementos importantes para su modelo c�smico. Al extenderlo y complementarlo con aspectos din�micos sugeridos por las teor�as mecanicistas de Newton, Kant obtuvo su propio esquema de un universo infinito.

LOS TRABAJOS DE HERSCHEL

A pesar de los avances en �ptica y del r�pido crecimiento que experiment� la mec�nica newtoniana, al mediar el siglo XVIII las investigaciones astron�micas, tanto en su aspecto te�rico como en el observacional, segu�an estando fundamentalmente constre�idas al estudio del Sistema Solar. Esta situaci�n cambi� en forma notable gracias al fecundo trabajo observacional de un solo astr�nomo, Friedrich William Herschel (1738-1822). Su contribuci�n al desarrollo astron�mico ha sido enorme, pues sus investigaciones no solamente ampliaron la frontera del Sistema Solar, sino que contribuyeron a la apertura de nuevas �reas, permitiendo el estudio cient�fico de objetos c�smicos localizados m�s all� de los l�mites del sistema planetario.

Su inter�s por la observaci�n astron�mica y su escasez de recursos econ�micos lo llevaron a construir sus propios telescopios. Fabric� m�s de 100, llegando a ser un verdadero experto en el tallado de espejos met�licos y en la elaboraci�n de telescopios reflectores. El primero que construy� ten�a un espejo de tan solo 5 cm de di�metro, pero el mayor fue un telescopio con espejo de 1.2 metros y distancia focal de 12 metros.

Figura 46. Manchas solares. Fotograf�a tomada el 1 de octubre de 1909 en el Observatorio Astron�mico Nacional de M�xico.

Sus trabajos astron�micos fueron diversos, abarcando desde el estudio telesc�pico de Mira Ceti, que fue la primera estrella variable conocida,⁴³ pasando por la observaci�n de las manchas solares (figura 46) y su posible relaci�n con la climatolog�a terrestre, hasta el descubrimiento de los cambios presentados por los casquetes polares de Marte (figura 47). En 1795 determin� que el valor de la UA era de 152 000 000 km, valor pr�cticamente igual al que se usa en la actualidad.

Figura 47. Dibujo de la superficie marciana donde se muestran los casquetes polares.

Pronto el inter�s de Herschel fue tomando la direcci�n de los estudios estelares, ya que concibi� el proyecto de observar m�s all� de los l�mites de nuestro sistema planetario para poder establecer hechos ciertos sobre la estructura c�smica. De una manera muy cuidadosa comenz� a catalogar todas las estrellas que pod�a observar a trav�s de sus telescopios, pues bas�ndose en su distribuci�n en el firmamento pretend�a determinar la forma y dimensiones del Universo.

Como consecuencia de ese laborioso y met�dico trabajo descubri� un nuevo planeta. Utilizando un telescopio con espejo de 16 cm de di�metro y 2 m de distancia focal, el 13 de marzo de 1781 observaba y med�a un grupo de estrellas poco brillantes localizadas en la constelaci�n de los Gemelos (Geminis). Advirti� que una de esas estrellas no mostraba el aspecto puntual que a trav�s de los telescopios presentaban todas las estrellas, sino que se ve�a como un peque��simo c�rculo. Cambi� de ocular⁴⁴ para aumentar el poder amplificador de su telescopio y vio que el �rea del c�rculo tambi�n aumentaba. Al continuar la observaci�n se dio cuenta de que ese astro se desplazaba respecto al fondo de las estrellas fijas.

Aunque no pudo observar la cola t�pica asociada con los cometas, supuso que el objeto que observaba era uno de esos cuerpos celestes, y as� lo hizo saber el 26 de abril de 1781 a la Royal Society de Londres.

El peso de la tradici�n milenaria que establec�a la existencia de s�lo 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 hab�a encontrado un nuevo planeta, raz�n por la que el t�tulo del trabajo acerca de sus observaciones fue Account of a Comet ("Rese�a de un cometa").

Una vez que se divulg� ese descubrimiento los mejores astr�nomos de Europa se dedicaron a observar el nuevo astro para determinar sus par�metros orbitales. Pronto se estableci� que ese cuerpo celeste segu�a una trayectoria muy pr�xima a la circular, que adem�s quedaba contenida en el plano de la ecl�ptica. Como estas dos caracter�sticas eran propias de los otros planetas conocidos, concluyeron que en realidad se trataba de un nuevo planeta, al que despu�s de diversas propuestas se acord� llamar Urano. La importancia de ese descubrimiento fue enorme, sobre todo porque propici� una nueva mentalidad en la manera de entender el cosmos. La distancia media entre Urano y el Sol result� ser de 19.2 UA, valor que duplica la que hay entre esa estrella y Saturno. Por esta raz�n, el descubrimiento de Herschel ampli� al doble las dimensiones del Sistema Solar, mostrando as� que �ste era mucho mayor que lo que los astr�nomos m�s audaces hab�an imaginado con anterioridad. Evidentemente el prestigio que Herschel adquiri� con ese hallazgo fue grande y lo convirti� en uno de los cient�ficos m�s respetados de su �poca.

Aprovechando sus grandes telescopios Herschel intent� medir directamente paralajes estelares, pero sin �xito. Sin embargo, durante esas investigaciones observ� la existencia de un n�mero considerable de estrellas dobles. Despu�s de medir cuidadosamente las variaciones relativas de posici�n de las dos componentes que formaban esos grupos estelares, pudo demostrar que en realidad ambas estrellas constitu�an un sistema f�sicamente ligado, donde la interacci�n entre los dos cuerpos celestes se deb�a a la fuerza de gravedad. Este descubrimiento fue de gran importancia, ya que demostr� que la fuerza de atracci�n gravitatoria a la que Newton hab�a considerado responsable del movimiento de los planetas en torno al Sol, ten�a vigencia m�s all� del Sistema Solar, lo cual le dio un car�cter de verdadera fuerza universal.

Mediciones muy cuidadosas del movimiento relativo de las estrellas que forman esos sistemas binarios permitieron a Herschel demostrar que describ�an �rbitas el�pticas. Una vez establecidos los periodos orbitales de ambas estrellas, y mediante la aplicaci�n de las leyes de Kepler, pudo determinar importantes par�metros f�sicos 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 f�sicas, la astronom�a avanz� en una nueva direcci�n, superando la etapa meramente descriptiva del movimiento de los cuerpos celestes para entrar al terreno de la determinaci�n de las caracter�sticas intr�nsecas a la naturaleza de los astros.

Como consecuencia directa de todo ese fruct�fero trabajo observacional, Herschel fue el primer astr�nomo que tuvo a su disposici�n datos que le permitieron intentar de manera cient�fica la descripci�n y medida de nuestro sistema estelar. Partiendo de la hip�tesis de que en cada peque�a regi�n observada del cosmos el n�mero promedio de estrellas presentes era el mismo, busc� determinar la densidad estelar del Universo. Para llevar a cabo ese estudio Herschel aplic� t�cnicas estad�sticas, desarrollando en 1784 el m�todo de las reglas estelares, que consist�a en el conteo cuidadoso de todas las estrellas que pod�a ver a trav�s del telescopio en distintas direcciones del firmamento hasta una magnitud determinada. En 1785 public� el resultado de su conteo en 683 regiones diferentes del cielo, y posteriormente agreg� los datos de otras 4 000 zonas. Su trabajo mostr� que en algunas �reas �nicamente se ve�a una estrella de la magnitud l�mite, mientras que hubo otra donde estim� la existencia de 116 000.

Tan marcadas desigualdades en la distribuci�n estelar s�lo pod�an entenderse como consecuencia de una de dos causas: o bien se trataba de una verdadera distribuci�n irregular de las luminarias celestes en el espacio tridimensional, o se deb�a a diferencias en la distancia a la que las distintas partes del sistema estelar se extend�a. Herschel, seguramente influido por el peso de una tradici�n milenaria que afirmaba que las estrellas se distribu�an uniformemente en el firmamento, tom� como hip�tesis de trabajo la segunda posibilidad, suponiendo adem�s que sus telescopios le permit�an escudri�ar los bordes mismos del sistema estelar en cualquier direcci�n a donde los dirigiera. Supuso tambi�n que todas las estrellas ten�an el mismo brillo, lo que implicaba que al observar en una direcci�n determinada del cielo, las m�s d�biles ser�an las m�s lejanas.

Observ� en m�s de 1 000 direcciones distintas de la b�veda celeste, y determin� las diferencias en brillo de un enorme n�mero de estrellas (5 819 000), lo que le permiti� obtener los promedios correspondientes a cada campo estelar estudiado. Como consider� que la concentraci�n de estrellas en diferentes �reas del firmamento era una medida de la profundidad a la que el sistema estelar se extend�a, convirti� las variaciones de brillo en distancias relativas, y fue as� que concluy� que nuestra galaxia es un sistema tridimensional con forma de disco irregular. Ya que a pesar del enorme n�mero de estrellas observadas s�lo pudo estudiar un �rea peque�a del cielo, cuando en 1785 public� sus resultados lo que verdaderamente dio a conocer fue la proyecci�n de un cosmos tridimensional en el plano de la b�veda celeste. Es por ello que la figura 48, que es el diagrama de la galaxia que �l public�, representa un corte transversal de ese sistema de estrellas. Debe aclararse que esa representaci�n fue tomada por Herschel como si fuera el universo en su totalidad y no solamente como el sistema de la V�a L�ctea, ya que �l no diferenciaba todav�a entre estos dos sistemas.

Figura 48. Corte transversal del disco de la V�a L�ctea de acuerdo a las investigaciones de Herschel. El punto grueso cerca del centro representa la posici�n del Sol.

Mediante sus observaciones telesc�picas confirm� lo que la observaci�n a simple vista nos deja entrever: que las estrellas son m�s abundantes cerca de la V�a L�ctea que en la direcci�n perpendicular a �sta. El esquema que surgi� de su laborioso conteo fue el de un conglomerado en forma de disco un tanto irregular, donde uno de sus lados se divid�a en dos ramas. De acuerdo con sus c�lculos, el di�metro de ese sistema estelar era casi siete veces mayor que su grosor, por lo que en conjunto result� claramente aplanado, siendo precisamente la V�a L�ctea la que quedaba contenida en ese plano. En su modelo, el Sol ocupaba una posici�n muy cercana al centro del sistema.

La figura 48 permite apreciar la gran bifurcaci�n ya mencionada que corresponde a un desdoblamiento de la V�a L�ctea, f�cilmente apreciable a simple vista, entre las constelaciones del Escorpi�n y del Cisne. Herschel crey� que en ese espacio el n�mero de estrellas era considerablemente menor que en el resto de la galaxia. Ahora se sabe que no es as�, y que lo que en realidad est� ocurriendo en esa y otras regiones de la V�a L�ctea es que son oscurecidas por la presencia de grandes cantidades de material opaco que ah� se localiza, el que por sus propiedades f�sicas 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 c�smico, Herschel tuvo que calibrar el alcance de sus telescopios. Esto lo hizo de la siguiente manera. Sab�a que la distancia a Sirio, que era la estrella m�s brillante del cielo y por tanto la m�s cercana seg�n su hip�tesis, hab�a sido estimada por diferentes astr�nomos solamente en tres a�os luz.⁴⁵ Por otra parte, se sab�a que las estrellas m�s d�biles que se observan a simple vista tienen s�lo 1/64 del brillo de Sirio, lo cual de acuerdo con la ley f�sica encontrada experimentalmente que establece que una fuente luminosa cualquiera disminuye su brillo en proporci�n inversa al cuadrado de su distancia al observador, significar�a que esas estrellas tendr�an que hallarse siete veces m�s lejos de nosotros que Sirio, hecho que implicaba que el poder de penetraci�n del ojo para escudri�ar el firmamento alcanzaba distancias de 24 a�os luz. Como el telescopio que Herschel utiliz� para esos estudios de la estructura gal�ctica ten�a un espejo de 1.2 metros, al comparar el �rea de ese instrumento con la de la pupila del ojo humano estableci� que dicho telescopio podr�a registrar objetos alejados 4 000 a�os luz del Sol, ya que la captaci�n de la luz por cualquier instrumento �ptico (el ojo es uno de ellos) es directamente proporcional a su �rea. De esta manera tan ingeniosa, Herschel estim� que la estructura c�smica en forma de disco que hab�a surgido de su estudio estad�stico de la distribuci�n de las estrellas en el firmamento ten�a un di�metro de 8 000 a�os luz y un poco m�s de 1 000 de grosor, lo que signific� una ampliaci�n gigantesca en las dimensiones del Universo.

Gracias a que Herschel construy� los telescopios m�s potentes de su �poca, fue capaz de descubrir miles de objetos de aspecto nebuloso. La apariencia, sin embargo, no era la misma para todos, pues mientras unos mostraban caracter�sticas de tipo estelar, otros se ve�an muy difusos y lechosos. Encontr� que los primeros se hallaban en regiones oscuras del cielo, lejos del plano de la V�a L�ctea, mientras que los de aspecto lechoso abundaban precisamente en ese plano. As�, estableci� que la densidad de los primeros aumentaba en forma considerable al alejarse del plano determinado por la V�a L�ctea, y concluy� que las nebulosas de aspecto estelar eran objetos externos a ella y, por tanto, que exist�an universos-islas. Con estos datos concibi� a nuestro sistema estelar como uno de esos universos-islas, aislado en el espacio y flotando en �l. Consider� que m�s all� de sus l�mites exist�a un n�mero infinito de sistemas en todo iguales al nuestro.

En 1789 puso en operaci�n el mayor de los telescopios que construy�: un reflector de 12 m de distancia focal⁴⁶montado sobre una complicada estructura giratoria hecha de madera y movida mediante cables y poleas. Con ese instrumento estudi� en forma detallada la estructura de los anillos de Saturno y descubri� el sexto y el s�ptimo sat�lites de ese planeta, que posteriormente fueron llamados Enc�dalo y Mimas, respectivamente, con lo cual se ampli� el n�mero de cuerpos celestes pertenecientes al Sistema Solar.

Otro importante logro observacional obtenido por Herschel fue demostrar que el Sol est� 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 �ste parece ir. Despu�s de muchos a�os de trabajo le fue posible demostrar que ese efecto se debe a que nuestra estrella se desplaza en direcci�n de un punto bien determinado de la b�veda celeste que se encuentra en direcci�n de la constelaci�n de H�rcules, con una velocidad de 19 kil�metros cada segundo, lo que equivale a cuatro unidades astron�micas por a�o. A ese punto lo llam� �pex. Desde el punto de vista de la construcci�n de modelos cosmog�nicos, esas observaciones no s�lo demostraron que los planetas se est�n moviendo en torno al Sol, sino que �ste se desplaza dentro de nuestro sistema estelar. Por lo tanto, a partir de ese descubrimiento ya no fue posible considerar al Sol inm�vil. Esta idea hab�a sido expresada por Wright, pero su confirmaci�n 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 permiti� a Newton descomponerla en los diferentes colores del arco iris. Despu�s de cuidadosas mediciones estableci� que m�s all� de la zona donde terminaba el color rojo hab�a una regi�n que era calentada por algo invisible. Fue as� como descubri� la radiaci�n infrarroja emitida por el Sol. Posteriormente se ha demostrado que este tipo de radiaci�n es emitida por todos los cuerpos c�smicos. Su estudio ha permitido ampliar considerablemente nuestros conocimientos sobre la estructura del Universo, ya que esos rayos localizados m�s all� del color rojo proporcionan informaci�n valiosa que aunque nuestros ojos no pueden ver, s� puede ser medida con instrumentos apropiados.

Con todo su trabajo Herschel ampli� considerablemente la visi�n que el hombre ten�a de su lugar en el Universo, y aunque su modelo de la V�a L�ctea no result� correcto, pues su hip�tesis de que todas las estrellas ten�an el mismo brillo es falsa, su contribuci�n a la astronom�a fue tan rica que a�n seguimos utilizando mucho del material que nos leg�.

M�S LOGROS OBSERVACIONALES

El caudal de descubrimientos astron�micos importantes comienza a ser tan grande a partir del siglo XVIII, que en una obra de este tipo es imposible hacer menci�n de todos ellos. Sin embargo, por el papel que algunos desempe�aron en el correcto entendimiento de la estructura del Sistema Solar, as� como en el proceso que permiti� establecer la separaci�n conceptual entre �ste y lo que formaba al resto del Universo, mencionaremos los m�s notables.

Giuseppe Piazzi (1746-1826) fue, despu�s de Herschel, el m�s importante observador de la segunda mitad del siglo XVIII. Tras una meritoria labor magisterial se le encomend� fundar los observatorios de N�poles y Palermo. Convencido de que la elaboraci�n de cat�logos estelares era fundamental para el desarrollo de la astronom�a, se dedic� a realizar observaciones muy cuidadosas con el fin de producirlos. En el observatorio de Palermo durante la primera noche del a�o de 1801, descubri� un nuevo astro, y tras observarlo varias noches sucesivas, comprob� que se desplazaba respecto a las estrellas de fondo. Logr� estudiar su movimiento por 40 noches y con los datos que obtuvo public� el descubrimiento de ese nuevo cuerpo celeste al que llam� Ceres, que fue el primer asteroide descubierto. La palabra asteroide fue acu�ada por Herschel, quien pens� que ese nombre era el apropiado para cuerpos peque�os que no alcanzaban a ser astros.

Karl Friedrich Gauss (1771-1855), destacado matem�tico que se interes� por la aplicaci�n rigurosa de la mec�nica newtoniana para la correcta determinaci�n de las �rbitas planetarias; desarroll� un nuevo m�todo de c�lculo y lo aplic� al an�lisis de los datos observacionales obtenidos por Piazzi, con lo cual determin� la �rbita de ese asteroide, que result� estar localizado entre Marte y J�piter.

El segundo objeto de ese tipo fue descubierto por Heinrich Wilhelm Matth�us Olbers (1758-1840), y fue bautizado como Palas. Muy poco despu�s fueron descubiertos el tercero y el cuarto, a los que se llam� Juno y Vesta, respectivamente. Ceres, el mayor de todos los asteroides tiene tan s�lo 770 kil�metros de di�metro.

Con estos y otros descubrimientos similares, al mediar el siglo XIX se hab�a establecido la existencia de un considerable n�mero de asteroides, todos orbitando al Sol dentro de una franja contenida entre las trayectorias que siguen Marte y J�piter. Este cintur�n de asteroides agreg� otro componente al Sistema Solar, as� como un interrogante m�s, ya que hasta la fecha se analiza y discute el origen de esos peque�os cuerpos sin que se haya encontrado una teor�a que pueda explicar satisfactoriamente todos los hechos observados.

Al mismo tiempo que diversos investigadores realizaban estudios te�ricos precisos para determinar adecuadamente las �rbitas planetarias, con lo cual contribu�an as� a un desarrollo explosivo de las t�cnicas de c�lculo de la mec�nica celeste, se continuaron los esfuerzos observacionales para establecer las distancias a las estrellas, pues la antigua inquietud por conocer las dimensiones reales del Universo alcanz� proporciones mayores cuando se dispuso de aparatos de gran exactitud. As�, gracias al desarrollo del heli�metro⁴⁷ fue posible determinar las primeras paralajes estelares.

Durante 1838 Friedrich Wilhelm Bessel (1784-1846) utiliz� un aparato de ese tipo para observar sistem�ticamente a 61 Cygni, estrella de la constelaci�n del Cisne, que seg�n las observaciones de Piazzi se desplazaba con respecto a otras estrellas, raz�n por la que se pens� que ese movimiento⁴⁸ era reflejo de su cercan�a a nuestro sistema planetario.

Al finalizar 1838 Bessel hab�a determinado que 61 Cygni describ�a una peque��sima elipse en el cielo. Comprendi� que esos min�sculos desplazamientos correspond�an a la proyecci�n que sobre la b�veda celeste tiene el movimiento orbital real de la Tierra en torno al Sol (v�ase la figura 33). Bessel encontr� un valor de tres d�cimas de segundo de arco (0.3") para la paralaje de esa estrella. Con ese dato y sabiendo que el di�metro de la �rbita terrestre es de 30 000 000 km, estableci� que 61 Cygni se encontraba a una distancia de 11 a�os luz.

Como muestra el cuadro 2, despu�s de esa importante medici�n 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 m�s brillante de la constelaci�n del Centauro, que result� ser una estrella triple cuya componente m�s cercana es la llamada Pr�xima Centauri, astro que se localiza a s�lo cuatro y medio a�os luz.

A pesar de lo �til que resulta el m�todo de las paralajes estelares para determinar las distancias a las estrellas, s�lo puede aplicarse a las m�s cercanas, pues �nicamente en esos casos es posible medir en forma confiable los peque��simos �ngulos que permiten hacer los c�lculos correspondientes. A pesar de esta fuerte restricci�n de car�cter pr�ctico, el m�todo ha permitido establecer distancias que antes no se conoc�an, con lo cual s� ha demostrando que las estrellas en realidad se encuentran muy alejadas, suposici�n que si bien ya hab�a sido hecha por los astr�nomos desde la antig�edad, no pudo ser comprobada hasta que se perfeccionaron los instrumentos de observaci�n y de medida.

Las mediciones de paralajes estelares iniciadas por Bessel fueron la soluci�n definitiva al a�ejo problema de si exist�a o no un movimiento estelar que reflejara el movimiento terrestre, problema que, como ya se ha mencionado, surgi� cuando algunos pensadores griegos argumentaron que era la Tierra la que estaba en movimiento y no as� la esfera de las estrellas fijas.

CUADRO 2. DISTANCIA DE ALGUNAS ESTRELLAS DETERMINADA POR EL M�TODO 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 a�os luz.

 

EL GRAN TRIUNFO DE LA MEC�NICA CELESTE

Como ya se ha mencionado, en el terreno astron�mico la mec�nica comenz� a cosechar triunfos desde que Newton la formul� como un sistema. Su poder de predicci�n fue demostrado cuando en 1758-1759 regres� el cometa Halley a las cercan�as del Sol. El desarrollo que esta disciplina tuvo despu�s de esa �poca se debi� al esfuerzo de un considerable n�mero 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 aceptaci�n universal de la mec�nica como una rama cient�fica no ocurri� sino hasta el siglo XIX, cuando su poder te�rico de predicci�n fue aplicado al estudio riguroso de las perturbaciones que mostraba la �rbita 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 an�lisis cr�tico de los hechos observacionales, aunado a una aplicaci�n correcta de las leyes de la f�sica para entender el comportamiento de la naturaleza; pero tambi�n sirve para mostrar c�mo las dudas, las posturas personales y los prejuicios de los hombres de ciencia pueden convertirse en freno del progreso cient�fico.

Despu�s 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 extra�aba que un objeto que por su brillo pod�a ser visto a simple vista no hubiera sido descubierto antes. Esa b�squeda demostr� que dicho planeta hab�a sido observado telesc�picamente antes de Herschel. El astr�nomo real de Inglaterra, John Flamsteed (1646-1719), lo hab�a observado en cinco ocasiones, la primera en 1690; mientras que en Francia Pierre Charles Lemonnier (1715-1799) lo observ� 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 m�s, en parte porque todav�a no exist�an 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 b�squedas, as� como con las logradas por Herschel y otros de sus contempor�neos, se establecieron los par�metros orbitales de dicho planeta. Cuando solamente se contaba con pocos datos, el movimiento de Urano en torno al Sol pareci� regular, pero ya en 1808 mostr� desviaciones importantes con respecto a la posici�n predicha por los c�lculos basados en la mec�nica newtoniana.

Como se sospechaba que las observaciones anteriores a Herschel no ten�an la precisi�n adecuada y que podr�an ser las responsables de esas diferencias, se las desech�; pero aun as� continuaron las discrepancias entre las posiciones predichas por los c�lculos y las observadas. Para 1830 las mejores tablas astron�micas ten�an un desacuerdo superior a los 20" de arco, y para 1845 esa cantidad hab�a alcanzado el valor de 2' de arco.

Esto fue causa de preocupaci�n para todos los astr�nomos, quienes trataron de encontrar una explicaci�n clara y convincente a ese hecho. Un grupo, que sin duda no fue el m�s numeroso, supuso que se deb�a a que la ley de gravitaci�n no pod�a aplicarse correctamente a cuerpos celestes tan lejanos, mientras que la mayor�a trataba de salvar esa ley que ofrec�a tan buenos resultados y supon�an que las desviaciones se deb�an a la influencia gravitacional de un planeta no conocido, que deb�a ser externo a la �rbita de Urano, pues, de no ser as�, su influencia tambi�n se habr�a dejado sentir sobre Saturno y J�piter. Esta propuesta no era nueva, ya que, como dijimos, Thomas Wright mencion� la posibilidad de que existieran planetas m�s all� de la �rbita 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 astr�nomos que dominaban profundamente las herramientas matem�ticas necesarias: el ingl�s John Couch Adams (1819-1892) y el franc�s Jean Joseph Urbain Leverrier (1811-1877). En 1841 Adams comenz� a buscar la soluci�n al intrincado problema de explicar por qu� se presentaban desviaciones tan grandes en la �rbita calculada para Urano. En 1845 encontr� que la diferencia entre lo observado y lo calculado se explicaba satisfactoriamente si se supon�a la presencia de un octavo planeta externo a la �rbita de Urano. La acci�n gravitacional ejercida por la masa de ese cuerpo celeste no conocido ser�a la causante de las perturbaciones en el movimiento de Urano. Mediante elaborados c�lculos determin� la masa que deber�a tener dicho planeta, as� como los principales elementos de su �rbita. Los resultados de ese laborioso trabajo te�rico los comunic� al astr�nomo real George Airy (1801-1892). �ste era uno de los que pensaban que las irregularidades en la trayectoria de Urano ten�an su origen en una ley de gravitaci�n que no era aplicable a distancias tan grandes como las que nos separaban de ese astro. Por esta raz�n, tras hacer una cr�tica superficial al trabajo de Adams no le dio mayor importancia, y menos a�n intent� comprobarlo observacionalmente. Sin embargo, tiempo despu�s gir� instrucciones para que sus colaboradores observaran la regi�n se�alada por Adams, pero el astr�nomo encargado no se percat� de que lo hab�a visto, pues aunque lo observ� no realiz� los c�lculos correspondientes, raz�n que le impidi� saber que se trataba de un nuevo planeta.

En 1846 Leverrier public� dos trabajos que resum�an sus investigaciones, iniciadas en 1845, sobre las perturbaciones sufridas por Urano. En ellos daba los principales elementos que deber�a tener la �rbita del cuerpo perturbador, valores que por cierto coincid�an casi exactamente con los obtenidos por Adams. El 18 de septiembre de ese a�o Leverrier escribi� a Johann Gottfried Galle (1812-1910), astr�nomo alem�n que trabajaba en el observatorio de Berl�n, comunic�ndole la posici�n que en esas fechas deber�a tener el cuerpo estudiado. Galle observ� la regi�n indicada el 23 de septiembre, encontrando casi de inmediato el nuevo planeta.

A la noche siguiente confirm� su descubrimiento al observarlo de nuevo. Pudo advertir que se hab�a desplazado respecto a las posiciones que las estrellas ocupaban en ese campo la noche anterior. Seguro de sus observaciones comunic� el resultado a Leverrier, quien lo hizo p�blico. Ese descubrimiento tuvo repercusiones importantes, ya que, adem�s de ampliar todav�a m�s las dimensiones del Sistema Solar, mostr� que la mec�nica celeste, puesta en entredicho cuando se dud� de la aplicabilidad de la ley de la gravitaci�n, era en realidad una disciplina exacta y segura, capaz de brindar informaci�n nueva. Pero sobre todo mostr� las potencialidades del an�lisis te�rico aplicado a la astronom�a, invirtiendo los papeles tradicionales de los descubrimientos realizados en esta disciplina, ya que por primera vez se conoc�a con exactitud la existencia de un cuerpo celeste antes de ser observado.

Tras diversas propuestas el planeta reci�n descubierto fue llamado Neptuno, siguiendo la tradici�n milenaria de llamar a los cuerpos m�s importantes del Sistema Solar con el nombre de alg�n dios de la mitolog�a griega. La distancia media entre Neptuno y el Sol result� ser de 30.07 UA (4 510 000 000 de kil�metros). Al igual que la de los otros planetas, su �rbita es casi circular, formando un �ngulo de inclinaci�n respecto a la ecl�ptica de s�lo 1° 47’. Su periodo de revoluci�n es de 164.8 a�os, mientras que su di�metro 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 trav�s de los m�s potentes telescopios, por lo que se sabe muy poco de �l. Sin embargo esta situaci�n ha comenzado a cambiar en los �ltimos a�os, ya que gracias a las naves espaciales que se han enviado a estudiar los planetas externos ahora se tiene mayor informaci�n sobre ellos, incluido Neptuno. Este proceso es lento debido a las enormes distancias que esas naves tienen que recorrer, pero sin lugar a dudas est� sirviendo para lograr una mejor comprensi�n global de todo el Sistema Solar.

Adelant�ndonos un poco en el tiempo, y s�lo para completar el esquema que actualmente se tiene del Sistema Solar y del lugar que en �l ocupamos, concluiremos este cap�tulo rese�ando el descubrimiento del �ltimo planeta que gira en torno al Sol.

Al disponer de suficientes datos sobre la trayectoria seguida por Neptuno, los astr�nomos observaron que ese nuevo planeta tambi�n presentaba irregularidades en su movimiento y que no se ajustaba a las predicciones te�ricas. Como el procedimiento para resolver ese problema ya era conocido, varios investigadores se dedicaron a realizar los c�lculos necesarios para encontrar el posible cuerpo perturbador, destacando los esfuerzos de los astr�nomos estadounidenses Percival Lowell (1855-1916) y William Pickering (1858-1938).

En 1919 se inici� el rastre�, aprovechando los nuevos y poderosos telescopios reflectores reci�n instalados en el observatorio de Mount Wilson, California, y aunque posteriormente se vio que el cuerpo buscado hab�a sido registrado en varias placas fotogr�ficas tomadas en ese centro de investigaci�n, no fue reconocido como un nuevo planeta del Sistema Solar hasta 1930, fecha en que Clyde William Tombaugh (1906-     ) lo identific� utilizando un telescopio m�s modesto instalado en el Observatorio Lowell de Flagstaff, Arizona.

Una vez hechos los c�lculos correspondientes se encontr� que ese planeta, al que se llam� Plut�n en honor del dios griego del inframundo, tiene la �rbita m�s exc�ntrica entre los cuerpos de su g�nero en el Sistema Solar. Su distancia media al Sol de 39.5 UA (5 925 millones de kil�metros) 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 alg�n otro miembro del Sistema Solar, puede decirse que ha culminado una larga b�squeda en la que la humanidad trat� de establecer el lugar que le correspond�a entre los cuerpos que se mueven en la b�veda celeste.

Despu�s de varios milenios de especulaci�n e investigaci�n, ahora se sabe que habitamos un cuerpo de forma muy cercana a la esf�rica, y que estamos unidos a su superficie por la fuerza de atracci�n gravitacional que ejerce por su gran masa. Tambi�n sabemos que a nuestro planeta le toma un a�o recorrer la �rbita el�ptica que describe en torno al Sol a causa de la acci�n 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 informaci�n cient�fica que nos obliga a aceptar que, contra todo lo que nuestro sentido com�n podr�a 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.