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El eBook de Project Gutenberg de La historia de los cielos
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Título: La historia de los cielos

Autor: Robert S. Ball

Fecha de publicación: 1 de diciembre de 2008 [eBook #27378]

Idioma: Inglés

Otra información y formatos: www.gutenberg.org/ebooks/27378

Agradecimientos: Producido por K. Nordquist, Brenda Lewis, Stephen Hope, Greg Bergquist y el Equipo de Revisión Distribuida en Línea en http://www.pgdp.net (Este archivo fue creado a partir de imágenes puestas generosamente a disposición por The Internet Archive/American Libraries.)

*** INICIO DEL EBOOK DE PROJECT GUTENBERG LA HISTORIA DE LOS CIELOS ***

Nota del transcriptor

La puntuación y la ortografía del texto original han sido
preservadas fielmente. Solo se han corregido los errores tipográficos evidentes.

LA HISTORIA DE LOS CIELOS

PLATO I.
EL PLANETA SATURNO,
EN 1872.

LA HISTORIA DE LOS CIELOS

SIR ROBERT STAWELL BALL, LL.D. D.Sc.
Autor de “Star-Land”

MIEMBRO DE LA SOCIEDAD REAL DE LONDRES, MIEMBRO HONORARIO DE LA SOCIEDAD REAL
DE EDIMBURGO, MIEMBRO DE LA SOCIEDAD REAL DE ASTRONOMÍA, CONSEJERO CIENTÍFICO
DE LOS COMISARIOS DE LUZES DE IRLANDA, PROFESOR DE ASTRONOMÍA Y GEOMETRÍA
EN LA UNIVERSIDAD DE CAMBRIDGE, Y ANTES ASTRÓNOMO REAL DE IRLANDA

CON VEINTICUATRO PLÁTULAS EN COLOR Y NUMEROSAS
ILUSTRACIONES

EDICIÓN NUEVA Y REVISADA

CASSELL LAND COMPANY, LIMITED
LONDRES, PARÍS, NUEVA YORK Y MELBOURNE
1900

TODOS LOS DERECHOS RESERVADOS

PRÓLOGO A LA EDICIÓN ORIGINAL.

Debo agradecer la valiosa ayuda que he recibido en la preparación de este libro.

El señor Nasmyth me ha permitido utilizar algunos de los hermosos dibujos de la Luna que aparecen en la conocida obra publicada por él en colaboración con el señor Carpenter. A esta fuente debo las láminas VII, VIII, IX, X y las figuras 28, 29, 30.

El profesor Pickering me ha permitido copiar algunos de los dibujos realizados en el Observatorio del Harvard College por el señor Trouvelot, y he aprovechado su amabilidad para las láminas I, IV, XII, XV.

Debo al profesor Langley la lámina II, al señor De la Rue las láminas III y XIV, al señor T.E. Key la lámina XVII, al profesor Schiaparelli la lámina XVIII, al difunto profesor C. Piazzi Smyth la figura 100, al señor Chambers la figura 7, tomada de su “Manual de Astronomía Descriptiva”, al doctor Stoney la figura 78, y a los doctores Copeland y Dreyer la figura 72. Debo también agradecer la valiosa ayuda que he obtenido de “Astronomía Popular” del profesor Newcomb y de “El Sol” del profesor Young. En la revisión del volumen he contado con la amable ayuda del reverendo Maxwell Close.

También debo agradecer al Dr. Copeland y al Sr. Steele por su amabilidad al leer todo el manuscrito; aunque en ocasiones también he contado con la ayuda del Sr. Cathcart.

ROBERT S. BALL.

Observatorio, Dunsink, Condado de Dublín.
12 de mayo de 1886.

NOTA PARA ESTA EDICIÓN.
He aprovechado la oportunidad de esta edición para revisar la obra de acuerdo con los recientes avances de la astronomía. Debo a la Real Sociedad Astronómica el permiso para reproducir algunas fotografías de sus series publicadas, y al Sr. Henry F. Griffiths, hermosos dibujos de Júpiter, a partir de los cuales se preparó la lámina XI.

ROBERT S. BALL.

Cambridge,
1 de mayo de 1900.

ÍNDICE.
página

Introducción 1
capítulo

La astronomía
I. 9
El observatorio
II. El Sol 29
III. La Luna 70
IV. El sistema solar 107
V. La ley de la gravedad 122
VI. El planeta del romance 150
VII. Mercurio 155
VIII. Venus 167
IX. La Tierra 192
X. Marte 208
XI. Los planetas menores 229
XII. Júpiter 245
XIII. Saturno 268
XIV. Urano 298
XV. Neptuno 315
XVI. Cometas 336
XVII. Estrellas fugaces 372
XVIII. Los cielos estrellados 409
XIX. Los soles lejanos 425
XX. Estrellas dobles 434
Las distancias de las
XXI. 441
estrellas
Cúmulos estelares y
XXII. 461
nebulosas
La naturaleza física de
XXIII. 477
las estrellas

La precesión y la nutación del eje terrestre 492
La aberración de la luz 503
La importancia astronómica del calor 513
Las mareas 531
Apéndice 558

LISTA DE ILUSTRACIONES.
ILUSTRACIÓN
I. El planeta Saturno. Portada
Frente a
II. Una mancha solar típica 9
página
A. El Sol “ ” 44
Manchas y faculas en
III. “ ” 37
el Sol
Prominencias solares o
IV. “ ” 57
llamas
V. La corona solar “ ” 62
Mapa de la superficie de la Luna
VI. “ ” 81
B. Porción de la Luna “ ” 88
El cráter lunar
VII. “ ” 93
Triesnecker
VIII. Un cráter lunar normal “ ” 97
IX. El cráter lunar Plato “ ” 102
El cráter lunar
X. “ ” 106
Tycho
XI. El planeta Júpiter “ ” 254
XII. El cometa de Coggia “ ” 340
Cometa A., 1892, 1
C. “ ” 358
Swift
Espectros del Sol y
XIII. “ ” 47
de tres estrellas
La Vía Láctea, cerca de
D. “ ” 462
Messier II.
La Gran Nebulosa en
XIV. “ ” 466
Orión

La Gran Nebulosa en Andrómeda
XV. “ ” 468

Nebulosas en las Pléyades
E. “ ” 472

F. ω Centauri
“ ” 474

Nebulosas observadas con el telescopio de Lord Rosse
XVI. “ ” 476

El cometa de 1882
XVII. “ ” 357

El mapa de Marte de Schiaparelli
XVIII. “ ” 221

LISTA DE ILUSTRACIONES.
FIG. PÁGINA
1. Principio del telescopio refractor 11
Cúpula del Observatorio Ecuatorial del Sur en Dunsink
2. 12
Observatorio, condado de Dublín
Sección de la cúpula de Dunsink
3. 13
Observatorio
El telescopio en el Observatorio Yerkes,
4. 15
Chicago
Principio del telescopio reflector de Herschel
5. 16
Observatorio Yerkes,
6. 17
Chicago
7. El telescopio de Lord Rosse 18
8. Círculo meridiano 20
9. La Osa Mayor 27
Tamaños comparativos de la Tierra y el
10. 30
Sol
El Sol, fotografiado el 22 de septiembre,
11. 33
1870
12. Fotografía de la superficie solar 35
13. Una mancha solar ordinaria 36
14. Observaciones de Scheiner sobre las manchas solares 38
Zonas en la superficie solar donde aparecen
15. 39
las manchas
16. Textura del Sol y una mancha pequeña 43
17. El prisma 45
18. Dispersión de la luz por el prisma 46
19. Protuberancias vistas en eclipses totales 53
20. Vista de la corona en un eclipse total 62

Vista de Corona durante el eclipse del 21 de enero
21. 63
22, 1898

La luz zodiacal en 1874 69
Tamaños comparativos de la Tierra y la Luna
23. 73
El camino de la Luna alrededor del Sol 76
Las fases de la Luna 76
La sombra y la penumbra de la Tierra 78
Llave del mapa de la Luna (Placa VI.) 81

Volcán lunar en actividad: la teoría de Nasmyth
28. 97
Actividad débil posterior del volcán lunar
29. 97
Formación del suelo plano por la lava
30. 98

Órbitas de los cuatro planetas interiores 115
El movimiento de la Tierra 116
Órbitas de los cuatro planetas gigantes 117
Tamaño aparente del Sol desde diversos planetas
34. 118

Tamaños comparativos de los planetas 119
Ilustración del movimiento de la Luna 130
Dibujar una elipse 137
Velocidad variable del movimiento elíptico 140
Áreas iguales en tiempos iguales 141

Tránsito del planeta Mercurio 153
Variaciones en fase y tamaño aparente de Mercurio
41. 160
Mercurio en forma de media luna 161
Venus, 29 de mayo de 1889 170
Diferentes aspectos de Venus en el telescopio
44. 171
Venus sobre el Sol durante el tránsito de 1874 177
Rutas de Venus a través del Sol en los tránsitos de 1874 y 1882
46. 179

Un tránsito de Venus, visto desde dos localidades
47. 183
Órbitas de la Tierra y de Marte 210
Movimientos aparentes de Marte en 1877 212
Tamaños relativos de Marte y la Tierra 216
Dibujos de Marte 217
Elevaciones y depresiones en el terminador de Marte 217
La capa polar sur de Marte 217
La zona de planetas menores entre Marte y Júpiter 234
Dimensiones relativas de Júpiter y la Tierra 246
La ocultación de Júpiter 255
Júpiter y sus cuatro satélites 258
Desapariciones de los satélites de Júpiter 259
Método para medir la velocidad de la luz 264
Saturno 270
Tamaños relativos de Saturno y la Tierra 273
Método para medir la rotación de los anillos de Saturno 288
Método para medir la rotación de los anillos de Saturno 289
Tránsito de Titán y su sombra 295
El camino parabólico de un cometa 339
Órbita del cometa de Encke 346
La cola de un cometa dirigida desde el Sol 363
La teoría de Bredichin sobre las colas de los cometas 366
Colas del cometa de 1858 367
El cometa de 1744 368
El camino de la bola de fuego del 6 de noviembre de 1869 375
Órbita de un grupo de meteoros 378

77.Punto radiante de las estrellas fugaces 381
78.La historia de las Leonidas 385
79.Sección del meteorito de Chaco 398
80.El Oso Mayor y la Estrella Polar 410
81.El Oso Mayor y Casiopea 411
82.El Gran Cuadrado de Pegaso 413
83.Perseo y sus estrellas vecinas 415
84Las Pléyades 416
85 Orión, Sirio y estrellas vecinas 417
86 Castor y Pólux 418
87 El Oso Mayor y el León 419
88 Boötes y la Corona 420
89 Virgo y constelaciones vecinas 421
90 La constelación de Lira 422
91 Vega, el Cisne y el Águila 423
92 La órbita de Sirio 426
93 La elipse paraláctica 444
94 61 Cygni y las estrellas de comparación 447
95 Paralaje en declinación de 61 Cygni 450
96 Cúmulo globular en Hércules 463
97 Posición de la Gran Nube en Orión 466
98 La estrella múltiple θ Orionis 467
99 La nebulosa N.G.C. 1499 471
Mapa estelar que muestra el movimiento de precesión
100. 493
101.Illustración del movimiento de precesión 495

La historia de los cielos.

“Una historia maravillosa de los cielos” es el título de nuestro libro. De hecho, tenemos una historia que contar; y si pudiéramos relatarla adecuadamente, resultaría de un interés ilimitado y de una belleza exquisita. Conduce a la contemplación de fenómenos grandiosos en la naturaleza y de grandes logros del genio humano.

Enumeremos algunas de las preguntas que naturalmente se plantean aquellos que buscan saber algo sobre esos cuerpos gloriosos que adornan nuestros cielos: ¿Qué es el Sol? ¿Cuán caliente está, cuán grande y cuán lejano? ¿De dónde proviene su calor? ¿Qué es la Luna? ¿Cómo son sus paisajes? ¿Cómo se mueve nuestro satélite? ¿Qué relación tiene con la Tierra? ¿Son los planetas esferas como la que habitamos? ¿Cuán grandes son y a qué distancia se encuentran? ¿Qué sabemos de los satélites de Júpiter y de los anillos de Saturno? ¿Cómo se descubrió Urano? ¿Cuál fue el triunfo intelectual que permitió dar a conocer al planeta Neptuno? En cuanto a los otros cuerpos de nuestro sistema, ¿qué podemos decir de esos objetos misteriosos que son los cometas? ¿Podemos descubrir las leyes de sus movimientos aparentemente caprichosos? ¿Sabemos algo sobre su naturaleza y sobre las maravillosas colas con las que a menudo están adornados? ¿Qué se puede decir sobre las estrellas fugaces que tan a menudo chocan contra nuestra atmósfera y perecen en un destello de esplendor? ¿Cuál es la naturaleza de esas constelaciones de estrellas brillantes que se han reconocido desde la antigüedad, y de la multitud de estrellas más pequeñas que revelan nuestros telescopios? ¿Puede ser cierto que estos innumerables cuerpos son en realidad soles majestuosos, hundidos a una profundidad espantosa en el abismo del espacio insondable? ¿Qué podemos decir sobre las diferentes variedades de estrellas: estrellas de color, estrellas variables, estrellas dobles, estrellas múltiples, estrellas que parecen moverse y estrellas que parecen estar en reposo? ¿Y qué de esos objetos gloriosos que son los grandes cúmulos estelares? ¿Y la Vía Láctea? Y, finalmente, ¿qué podemos aprender sobre las maravillosas nebulosas que revelan nuestros telescopios, situadas a una distancia inmensurable? Estas son algunas de las preguntas que surgen cuando reflexionamos sobre los misterios de los cielos.

La historia de la astronomía, en cierto sentido, es muy similar a muchas otras historias. Su parte más antigua se ha perdido por completo e irremediablemente. Las estrellas ya habían sido estudiadas, y se habían realizado algunos grandes descubrimientos astronómicos.

Épocas incontables antes de aquellas hasta las que llegan nuestros registros históricos más antiguos. Por ejemplo, la observación del movimiento aparente del sol y la distinción entre los planetas y las estrellas fijas deben clasificarse ambas entre los descubrimientos de las edades prehistóricas. Tampoco se puede decir que estos logros estuvieran relacionados con cuestiones de carácter evidente. La astronomía antigua puede parecer muy elemental para quienes hoy en día han conocido desde la infancia las grandes verdades de la naturaleza, pero, en la infancia de la ciencia, los hombres que hicieron descubrimientos como los que hemos mencionado debieron ser filósofos sabios.

De todos los fenómenos de la astronomía, el primero y más evidente es el de la salida y puesta del sol. Podemos suponer que, al amanecer de la inteligencia humana, estos acontecimientos diarios constituyeron uno de los primeros problemas que llamaron la atención de aquellos cuyos pensamientos trascendían las ansiedades animales de la vida cotidiana. El sol se pone y desaparece en el oeste. A la mañana siguiente, un sol sale en el este, se mueve por los cielos y también desaparece en el oeste; las mismas apariciones se repiten cada día. Para nosotros es obvio que el sol que aparece cada día es el mismo sol; pero esto no parecería razonable para alguien que creyera que sus sentidos le mostraban que la tierra era una llanura plana de extensión indefinida, y que alrededor de las regiones habitadas, en todas direcciones, se extendían, a grandes distancias, ya fuera desiertos o océanos sin senderos. ¿Cómo podría ese mismo sol, que se hundía en el océano a una distancia fabulosa en el oeste, reaparecer a la mañana siguiente a una distancia igualmente grande en el este? La antigua mitología afirmaba que, después de que el sol se sumergía en el océano occidental al atardecer (los iberos y otras naciones antiguas incluso imaginaban que podían oír el silbido de las aguas cuando el globo brillante se hundía en ellas), era capturado por Vulcano y colocado en una copa de oro. Esta extraña nave, con su sorprendente carga, navegaba por el océano en dirección norte, para llegar al este a tiempo para el amanecer de la mañana siguiente. Entre los primeros físicos de la antigüedad se creía que, de alguna manera, el sol era transportado durante la noche a través de las regiones del norte, y que la oscuridad se debía a montañas elevadas que bloqueaban los rayos solares durante el viaje.

Con el paso del tiempo, se consideró más racional suponer que el sol en realidad seguía su curso por debajo de la tierra sólida durante la noche. Además, los primeros astrónomos habían aprendido a reconocer las estrellas fijas. Se observó que, al igual que el sol, muchas de estas estrellas salían y se ponían como consecuencia del movimiento diurno, mientras que la luna obviamente seguía una ley similar. Los filósofos enseñaban, pues, que los diversos cuerpos celestes tenían por costumbre pasar realmente por debajo de la tierra sólida.

Al reconocer que todo el contenido de los cielos realizaba estos movimientos, se dio un paso importante para comprender la estructura del universo. Quedó claro que la tierra no podía ser un plano que se extendiera a una distancia infinitamente grande. También era evidente que debía haber una profundidad finita bajo nuestros pies. Más aún, se convirtió en algo seguro que, cualquiera que fuera la forma de la tierra, era, en todo caso, algo separado de todos los demás cuerpos y suspendido en el espacio sin soporte visible. Cuando este descubrimiento se anunció por primera vez, debió parecer una verdad muy sorprendente. Era tan difícil comprender que la tierra sólida sobre la que estamos apoyados no reposaba sobre nada. ¿Qué la impediría caer? ¿Cómo podía mantenerse sin un soporte tangible, como el legendario ataúd de Mahoma? Pero, por difícil que fuera aceptar esta doctrina, su verdad necesaria, con el tiempo, obligó a darle consentimiento, y así comenzó a existir la ciencia de la astronomía. Los cambios de estación y la repetición de los períodos de siembra y cosecha debieron, desde los tiempos más remotos, asociarse a ciertos cambios en la posición del sol. En verano, al mediodía, el sol se eleva alto en los cielos; en invierno, siempre está bajo. Nuestra estrella rey, por lo tanto, realiza un movimiento anual hacia arriba y hacia abajo en los cielos, así como un movimiento diurno de salida y puesta. Pero existe un tercer tipo de cambio en la posición del sol, que no es tan evidente, aunque aún puede detectarse mediante algunas observaciones cuidadosas, si se combinan con una costumbre filosófica de reflexión. Los primeros observadores de las estrellas difícilmente pudieron dejar de notar que las constelaciones visibles por la noche variaban según la estación del año. Por ejemplo, la brillante figura de Orión, aunque muy visible en las noches de invierno, está ausente en las

Los cielos de verano, y el lugar que ocupaban es entonces ocupado por grupos de estrellas completamente diferentes. Lo mismo puede decirse de otras constelaciones. Cada estación del año puede así caracterizarse por los objetos estelares que son visibles por la noche. De hecho, en la antigüedad, el momento para comenzar el ciclo de actividades agrícolas a veces se indicaba por la posición de las constelaciones al atardecer.

Al reflexionar sobre estos hechos, los primeros astrónomos pudieron demostrar el movimiento aparente anual del sol. No podía haber una explicación racional de los cambios en las constelaciones con las estaciones, salvo suponiendo que el lugar del sol estaba cambiando, de modo que completaba un circuito completo por los cielos a lo largo del año. Este movimiento del sol se confirma también al mirar hacia el oeste después del atardecer y observar las estrellas. A medida que avanza la estación, se puede notar cada noche que las constelaciones parecen hundirse cada vez más hacia el oeste, hasta que finalmente se vuelven invisibles debido a la brillantez del cielo. Esta desaparición se explica suponiendo que el sol parece estar ascendiendo continuamente desde el oeste para encontrarse con las estrellas. Este movimiento, por supuesto, no debe confundirse con el habitual ascenso y descenso diurno, en el cual participan todos los cuerpos celestes. Hay que entender que, además de verse afectado por el movimiento común, nuestro astro tiene un lento movimiento independiente en dirección opuesta; de modo que, aunque el sol y una estrella puedan ponerse al mismo tiempo hoy, como mañana el sol habrá avanzado un poco hacia el este, se deduce que la estrella debe ponerse unos minutos antes que el sol.[1]

Las pacientes observaciones de los primeros astrónomos permitieron determinar la trayectoria del sol a través de los cielos, y se descubrió que, en su recorrido entre las estrellas y constelaciones, nuestro astro seguía invariablemente el mismo camino. Esto se denomina eclíptica, y las constelaciones por las cuales pasa forman un cinturón alrededor de los cielos conocido como zodiaco. Antiguamente se dividía en doce partes iguales o “signos”, de modo que los etapas del gran viaje del sol pudieran indicarse convenientemente. La duración del año, o el período que necesita el sol para completar su recorrido por los cielos, parece

Fue determinado por primera vez por astrónomos cuyos nombres son desconocidos.
La habilidad de los primeros geómetras orientales quedó demostrada además por su capacidad para determinar la posición de la eclíptica con respecto al ecuador celeste, y por su éxito en la medición del ángulo entre estos dos círculos importantes en el cielo.

Las principales características del movimiento de la luna también fueron observadas con precisión en una antigüedad aún más remota que la historia. El observador atento percibe la importante verdad de que la luna no ocupa una posición fija en el cielo. Durante el transcurso de una sola noche, se puede observar que la luna se ha movido de oeste a este a través del cielo, al notar su posición en relación con las estrellas adyacentes. De hecho, es probable que el movimiento de la luna fuera un descubrimiento anterior al del movimiento anual del sol, ya que es la consecuencia inmediata de una simple observación y requiere poco esfuerzo intelectual. También en la época prehistórica se había determinado el tiempo de rotación de la luna, y las fases de nuestro satélite se habían atribuido correctamente a la variación en la orientación del lado iluminado por el sol hacia la Tierra.

Pero estamos lejos de haber agotado la lista de los grandes descubrimientos que provienen de una antigüedad desconocida. Se dieron explicaciones correctas para el sorprendente fenómeno de un eclipse lunar, en el cual la superficie brillante queda sumida temporalmente en la oscuridad, así como para el espectáculo aún más impresionante de un eclipse solar, en el cual el propio sol sufre una oscurecimiento parcial o incluso total. Asimismo, la agudeza de los primeros astrónomos les permitió detectar las cinco estrellas errantes o planetas: trazaron los movimientos de Mercurio y Venus, Marte, Júpiter y Saturno. Observaron con asombro las diversas configuraciones de estos planetas; y, al igual que el sol, y en menor medida la luna, estaban íntimamente relacionados con los asuntos de la vida cotidiana, así en la imaginación de estos primeros investigadores los movimientos de los planetas se consideraban portadores de bienestar o desgracia humana. Finalmente, se percibió que existía un orden que regía los movimientos aparentemente caprichosos de los planetas. Se descubrió…

que obedecían ciertas leyes. El cultivo de la ciencia de la geometría avanzó de la mano con el estudio de la astronomía: y a medida que pasamos de las oscuras edades prehistóricas al período histórico, descubrimos que la teoría de los fenómenos celestes ya poseía cierto grado de coherencia.

Ptolomeo, siguiendo a Pitágoras, Platón y Aristóteles, reconoció que la forma de la Tierra era esférica, y lo demostró con los mismos argumentos que empleamos en la actualidad. También comprendió cómo este poderoso globo estaba aislado en el espacio. Admitió que el movimiento diurno de los cielos podía explicarse por la rotación de la Tierra sobre su eje, pero desafortunadamente dio razones para rechazar deliberadamente esta visión. Según él, la Tierra era un cuerpo fijo; no tenía ni rotación alrededor de un eje ni traslación a través del espacio, sino que permanecía constantemente en reposo en lo que él consideraba el centro del universo. Según la teoría de Ptolomeo, el Sol y la Luna se movían en órbitas circulares alrededor de la Tierra, que estaba en el centro. La explicación de los movimientos de los planetas le pareció más complicada, ya que era necesario dar cuenta del hecho de que un planeta a veces avanzaba y otras retrocedía. Los antiguos geométricos se negaban a creer que cualquier movimiento, aparte de la rotación en círculo, fuera posible para un cuerpo celeste: en consecuencia, se ideó un mecanismo según el cual cada planeta supuestamente rotaba en un círculo, cuyo centro describía otro círculo alrededor de la Tierra.

Aunque hoy se sabe que la doctrina ptolemaica se basa en una estimación bastante exagerada de la importancia de la Tierra en el ordenamiento de los cielos, hay que admitir que los movimientos aparentes de los cuerpos celestes pueden explicarse con considerable precisión. Esta teoría está descrita en la gran obra conocida como “Almagesto”, escrita en el siglo II de nuestra era, y durante catorce siglos fue considerada la autoridad definitiva en todos los temas de astronomía.

Ese era el sistema astronómico que prevalecía durante la Edad Media, y solo fue desacreditado en una época casi simultánea al descubrimiento del Nuevo Mundo por Colón. La verdadera disposición de los

El sistema solar fue luego expuesto por Copérnico en la gran obra a la que dedicó su vida. El primer principio establecido por estos trabajos mostró que el movimiento diurno de los cielos se debía a la rotación de la Tierra sobre su eje. Copérnico señaló la diferencia fundamental entre los movimientos reales y los aparentes; demostró que las apariciones que se observan en el levantamiento y puesta diaria del sol y de las estrellas podían explicarse suponiendo que la Tierra rotaba, de manera tan satisfactoria como con la suposición más complicada de Ptolomeo. Además, mostró que esta última suposición obligaba a atribuir una velocidad casi infinita a las estrellas, por lo que la rotación de todo el universo alrededor de la Tierra era claramente una suposición absurda. El segundo gran principio, que le confirió gloria inmortal a Copérnico, asignó a la Tierra su verdadera posición en el universo. Copérnico trasladó el centro alrededor del cual giran todos los planetas de la Tierra al Sol; y estableció la verdad algo humillante de que nuestra Tierra es simplemente un planeta que sigue una trayectoria entre las órbitas de Venus y Marte, y está subordinado, al igual que todos los demás planetas, al dominio supremo del Sol.

Esta gran revolución eliminó de la astronomía aquellas visiones distorsionadas sobre la importancia de la Tierra que surgieron, quizá no de forma innatural, del hecho de que vivimos casualmente en ese planeta en particular. A los logros de Copérnico pronto le siguió la invención del telescopio, ese maravilloso instrumento gracias al cual se creó la ciencia moderna de la astronomía. A la consideración de este importante tema dedicaremos el primer capítulo de nuestro libro.

PLATO II.
UNA MANCHA SOLAR TÍPICA.
(DESPUÉS DE LANGLEY.)

CAPÍTULO I.
EL OBSERVATORIO ASTRONÓMICO.
Primeras observaciones astronómicas—El observatorio de Tycho Brahe—El pupilo del ojo—Visión de objetos tenues—El telescopio—La lente objetiva—Ventajas de los telescopios grandes—El telescopio ecuatorial—El poder de un telescopio—Telescopios reflectores—El gran reflector de Lord Rosse en Parsonstown—Cómo se utiliza el poderoso telescopio—Instrumentos de precisión—El círculo meridiano—Las líneas en forma de araña—La delicadeza de apuntar un telescopio—Precauciones necesarias para realizar observaciones—El instrumento ideal y el práctico—La eliminación de errores—El Observatorio de Greenwich—El común cristal de aumento como instrumento astronómico—La Osa Mayor—Contando las estrellas en la constelación—Cómo convertirse en observador.

Los primeros rudimentos del observatorio astronómico son tan poco conocidos como los primeros descubrimientos en astronomía misma. Probablemente, la primera aplicación de la observación instrumental a los cuerpos celestes consistió en la sencilla operación de medir la sombra que proyectaba un poste bajo la luz del sol al mediodía. Las variaciones en la longitud de esta sombra permitieron a los astrónomos primitivos investigar los movimientos aparentes del sol. Pero ya en tiempos muy antiguos se empleaban instrumentos astronómicos especiales, dotados de suficiente precisión como para enriquecer los conocimientos astronómicos, y que demostraban una notable ingeniosidad por parte de sus diseñadores.

El profesor Newcomb[2] escribe así: “El líder fue Tycho Brahe, quien nació en 1546, tres años después de la muerte de Copérnico. Su atención se dirigió por primera vez al estudio de la astronomía debido a un eclipse solar del 21 de agosto de 1560, que fue total en algunas partes de Europa. Sorprendido por el hecho de que tal fenómeno pudiera predecirse, se dedicó al estudio de los métodos de observación y cálculo mediante los cuales se realizaba esa predicción. En 1576, el rey de Dinamarca fundó el célebre observatorio de Uraniborg, donde Tycho pasó veinte años trabajando incansablemente en…”

Observaciones de las posiciones de los cuerpos celestes con los mejores instrumentos que se podían fabricar en aquel entonces. Esto ocurrió justo antes de la invención del telescopio, por lo que el astrónomo no podía valerse de ese poderoso instrumento. En consecuencia, sus observaciones fueron superadas por las más precisas de los siglos siguientes, y su fama e importancia se deben principalmente a haber proporcionado a Kepler los medios para descubrir sus célebres leyes del movimiento planetario.

La dirección del telescopio hacia el cielo, establecida por Galileo, dio un impulso extraordinario al estudio de los cuerpos celestes. Este hombre excepcional ocupa un lugar destacado en la historia de la astronomía, no solo por su relación con esta invención revolucionaria, sino también por sus logros en las áreas más abstractas de la astronomía. Nació en Pisa en 1564, y en 1609 se construyó el primer telescopio utilizado para observaciones astronómicas. Galileo falleció en 1642, año en que nació Newton. Fue Galileo quien sentó firmemente las bases de esa ciencia que es la dinámica, de la cual la astronomía es la ilustración más espléndida; y fue él quien, al difundir las doctrinas enseñadas por Copérnico, provocó la ira de la Inquisición.

La estructura del ojo humano, en cuanto a la exquisita adaptación de la pupila, nos ofrece una ilustración adecuada del principio del telescopio. Para ver un objeto, es necesario que la luz que emana de él entre en el ojo. El orificio a través del cual entra la luz es la pupila. Durante el día, cuando la luz es intensa, el iris reduce el tamaño de la pupila, evitando así que entre demasiada luz. Por la noche, o siempre que la luz es escasa, el ojo necesita captar toda la luz posible. Entonces la pupila se expande; cuanto más grande se vuelve, más luz entra. De este modo, la iluminación de la imagen en la retina se controla eficazmente según las necesidades de la visión.

Una estrella nos transmite sus débiles rayos de luz, y a partir de esos rayos se forma la imagen. Sin embargo, incluso con la pupila completamente abierta, puede ocurrir que la imagen no sea lo suficientemente brillante como para provocar la sensación de visión. Aquí es donde el telescopio viene en nuestra ayuda: capta todos los rayos en un haz cuyo

Las dimensiones originales eran demasiado grandes como para permitir su entrada a través de la pupila. La acción de las lentes concentra esos rayos en un haz lo suficientemente delgado como para pasar por la abertura pequeña. De este modo, se intensifica la luminosidad de la imagen en la retina. Esta se ilumina con casi tanta luz como la que se recogería del mismo objeto a través de una pupila tan grande como las grandes lentes del telescopio.

En los observatorios astronómicos empleamos telescopios de dos clases completamente diferentes. Las formas más conocidas son las llamadas refractores, en los cuales la operación de condensar los rayos de luz se realiza mediante refracción. La estructura de un refractor se muestra en la Figura 1. Los rayos provenientes de la estrella inciden sobre el cristal objetivo situado en el extremo del telescopio; al pasar a través de él, se refractan y forman un haz convergente, de modo que todos se intersecan en el foco. Desde allí, los rayos llegan al ocular, el cual tiene como efecto devolverlos a una posición paralela. El gran haz cilíndrico que caía sobre el cristal objetivo se ha condensado así en uno más pequeño, capaz de entrar en la pupila. Sin embargo, cabe añadir que la naturaleza compuesta de la luz requiere un tipo de cristal objetivo más complejo que la simple lente mostrada aquí. En un telescopio refractor debemos emplear lo que se conoce como combinación acromática, compuesta por una lente de vidrio de sílex y otra de vidrio de corona, ajustadas entre sí con sumo cuidado.

Fig. 1.—Principio del telescopio refractor.

Fig. 2.—La cúpula ecuatorial del sur en el Observatorio de Dunsink, cerca de Dublín.

Fig. 3.—Sección de la cúpula del Observatorio de Dunsink.
La apariencia de un observatorio astronómico, diseñado para albergar un instrumento de dimensiones moderadas, se muestra en las figuras adjuntas. La primera (Fig. 2) representa la cúpula erigida en el Observatorio de Dunsink para el telescopio ecuatorial, cuyo objetivo fue donado a la Junta del Trinity College, en Dublín, por el difunto Sir James South. La parte principal del edificio es una pared cilíndrica, sobre la cual se encuentra un techo semiesférico. En este techo hay una persiana que puede abrirse para permitir que el telescopio situado en su interior pueda contemplar el cielo. La cúpula es capaz de girar, de modo que la abertura pueda orientarse hacia esa parte del cielo donde se encuentre el objeto que se desea observar. La siguiente imagen (Fig. 3) muestra una sección transversal de la cúpula, en la que se aprecia la maquinaria mediante la cual se hace girar la cúpula, así como el propio telescopio. El ojo del observador está situado en el ocular, y se le representa mientras gira una manivela que permite mover lentamente el telescopio, con el fin de ajustarlo con precisión sobre el cuerpo celeste que se desea observar. Las dos lentes que juntas…

Los cristales objetivos de este instrumento tienen doce pulgadas de diámetro, y la calidad del telescopio depende principalmente de la precisión con la que se han fabricado estas lentes. El ocular es un componente relativamente sencillo: consta únicamente de una o dos lentes pequeñas; y se pueden utilizar diversos oculares, según el poder de ampliación deseado. Cabe señalar que, para muchos fines astronómicos, no son deseables altos poderes de ampliación. Existe también un límite más allá del cual la ampliación ya no puede realizarse de manera beneficiosa. Los cristales objetivos solo pueden recoger una cierta cantidad de luz proveniente de la estrella; y si el poder de ampliación es demasiado alto, esta cantidad limitada de luz se dispersará de forma muy fina sobre una superficie demasiado grande, lo que resultará insatisfactorio. La inestabilidad de la atmósfera limita aún más el grado en que la imagen puede ser ampliada de manera beneficiosa, ya que cada aumento en el poder de ampliación incrementa en la misma medida las perturbaciones atmosféricas.

Un telescopio montado de la forma mostrada aquí se denomina ecuatorial. La ventaja de este estilo particular de soporte del instrumento radica en la facilidad con la que se puede mover el telescopio para seguir a una estrella en su recorrido aparente por el cielo. Los movimientos necesarios del tubo son realizados por un mecanismo accionado por un peso, de modo que, una vez que el instrumento está correctamente orientado, la estrella permanecerá en el campo de visión del observador, y el efecto del movimiento diurno aparente será neutralizado. La última mejora en este sentido es la aplicación de un sistema eléctrico que permite controlar el funcionamiento del instrumento desde el reloj estándar del observatorio.

Fig. 4.—El telescopio del Observatorio Yerkes, Chicago.
(De la Astrophysical Journal, vol. VI, n.º 1.)
La potencia de un telescopio refractor —en la medida en que esa expresión tenga algún significado definido— se mide por el diámetro de su lente objetiva. De hecho, ha habido cierta competencia honorable entre las diversas naciones civilizadas por ver cuál poseería el telescopio refractor más grande. Entre los instrumentos notables que se han completado con éxito se encuentra aquel erigido en 1881 por Sir Howard Grubb, de Dublín, en el espléndido observatorio de Viena. Sus dimensiones pueden estimarse a partir del hecho de que la lente objetiva tiene un diámetro de dos pies y tres pulgadas. Muchos dispositivos ingeniosos ayudan a reducir las molestias que conlleva el uso de un instrumento de tales proporciones. Entre ellos podemos mencionar aquí el método mediante el cual los círculos graduados adjuntos al telescopio se ponen a la vista del observador. Estos círculos se encuentran necesariamente en partes del instrumento alejadas del ocular donde se sitúa el observador. Sin embargo, las delicadas marcas y figuras se pueden leer fácilmente desde la distancia mediante un pequeño telescopio auxiliar, el cual, mediante reflectores adecuados, dirige los rayos de luz desde los círculos hasta el ojo del observador.

Numerosos telescopios refractores de exquisita perfección han sido fabricados por los señores Alvan Clark, de Cambridgeport, Boston, Massachusetts. Uno de sus telescopios más famosos es el gran refractor Lick, que actualmente se utiliza en el Monte Hamilton, en California. El diámetro de esta lente objetiva es de treinta y seis pulgadas, y su longitud focal es de cincuenta y seis pies y dos pulgadas. Recientemente, la misma empresa ha realizado un esfuerzo aún mayor en la construcción de un refractor de cuarenta pulgadas de apertura para el Observatorio Yerkes de la Universidad de Chicago. Este telescopio, que mide setenta y cinco pies de largo, está montado bajo una cúpula giratoria de noventa pies de diámetro; y para permitir que el observador llegue al ocular sin necesidad de usar escaleras muy grandes, el suelo de la sala puede elevarse y bajarse en una distancia de veintidós pies mediante motores eléctricos. Esto se muestra en la Fig. 4, mientras que la fachada sur del Observatorio Yerkes se representa en la Fig. 6.

Fig. 5.—Principio del telescopio refractor de Herschel.

Fig. 6.—Frente sur del Observatorio Yerkes, Chicago.
(De la Revista de Astrofísica, Vol. vi., N.º 1.)

Fig. 7.—El telescopio de Lord Rosse.

En los últimos años se han añadido dos excelentes telescopios al equipamiento instrumental del Observatorio Real de Greenwich, ambos fabricados por Sir H. Grubb. Uno de ellos, que cuenta con un cristal objetivo de 28 pulgadas, está montado sobre un soporte construido originalmente para un instrumento más pequeño por Sir G. Airy. El otro, donado por Sir Henry Thompson, tiene una apertura de 26 pulgadas y está adaptado para trabajos fotográficos.

Existe un límite en el tamaño de los refractores, dependiente del material del cristal objetivo. Los fabricantes de vidrio parecen enfrentar dificultades excepcionales al intentar crear discos grandes de vidrio óptico lo suficientemente puro y uniforme como para ser adecuados para telescopios. Estas dificultades aumentan con cada incremento en el tamaño de los discos, por lo que el costo tiende a elevarse a un ritmo mucho mayor. Cabe mencionar, a modo ilustrativo, que el precio pagado por el cristal objetivo del telescopio de Lick superó las diez mil libras.

Sin embargo, existe un método alternativo para construir un telescopio, en el cual no surge la dificultad que acabamos de mencionar. El principio de la forma más simple de reflector se muestra en la Fig. 5, la cual representa lo que se denomina instrumento herciano. Los rayos de luz provenientes de la estrella que se está observando inciden sobre un espejo que está cuidadosamente diseñado y altamente pulido. Tras la reflexión, los rayos se dirigen hacia un foco y, desde allí, inciden sobre la ocularia, por medio de la cual vuelven a quedar paralelos y, así, se adaptan para ser recibidos por el ojo. Fue esencialmente sobre este principio (aunque con un espejo plano secundario en el extremo superior del tubo que refleja los rayos en ángulo recto hacia el lado del tubo donde se encuentra la ocularia) cómo Sir Isaac Newton construyó el pequeño telescopio reflector que hoy en día es atesorado por la Royal Society. Un famoso instrumento de tipo newtoniano fue construido, hace medio siglo, por el difunto Conde de Rosse, en Parsonstown. Se muestra en la Fig. 7. La enorme apertura de este instrumento nunca ha sido superada; de hecho, nunca ha tenido rival. El espejo, o speculum, como a menudo se le llama, es un disco metálico grueso, compuesto por una mezcla de dos partes de cobre con una de estaño. Esta aleación es tan dura y frágil que dificulta las operaciones mecánicas necesarias. No obstante, permite un pulido brillante y mantiene una forma precisa. El speculum de Rosse —de seis pies de diámetro y tres toneladas de peso— se encuentra en el extremo inferior de un telescopio de cincuenta y cinco pies de longitud. El tubo está suspendido entre dos paredes macizas con almenas, las cuales constituyen una característica imponente en el césped del Castillo de Birr. Este instrumento no puede girarse hacia todas las partes del cielo, como los telescopios ecuatoriales que hemos estado considerando recientemente. El gran tubo solo es capaz de elevarse a lo largo del meridiano y de realizar un pequeño movimiento lateral hacia el este y el oeste del meridiano. Sin embargo, toda estrella o nebulosa visible en la latitud de Parsonstown (excepto aquellas muy cercanas al polo) puede ser observada en este gran telescopio, siempre y cuando se busque en el momento adecuado.

Antes de que el objeto alcance el meridiano, el telescopio debe ajustarse a la elevación correcta. La potencia necesaria se transmite mediante una cadena desde un torno en el extremo norte de las paredes hasta un punto cerca del extremo superior del

tubo. Mediante este dispositivo, el telescopio puede ser elevado o bajado, y un ingenioso sistema de contrapesos hace que el movimiento sea igualmente fácil en todas las altitudes. El observador se coloca entonces en una de las galerías que dan acceso al ocular; y cuando llega el momento adecuado, la estrella entra en el campo de visión. Un potente mecanismo impulsa el gran instrumento, de modo a contrarrestar el movimiento diurno, y así el observador puede mantener el objeto en visión hasta haber realizado sus mediciones o terminado su dibujo.

En los últimos años, los telescopios reflectantes se han fabricado generalmente con espejos de vidrio recubiertos con una fina capa de plata, la cual es capaz de reflejar mucha más luz que la superficie de un espejo metálico. Entre los grandes reflectores de este tipo podemos mencionar dos, con aperturas de tres y cinco pies respectivamente, con los cuales el Dr. Common ha realizado trabajos valiosos.

No debemos, sin embargo, suponer que para el trabajo general en un observatorio un instrumento colosal sea el más adecuado. El poderoso reflector,

o refractor, es de utilidad principalmente cuando se examinan objetos excepcionalmente tenues. Para trabajos en los que se realizan mediciones precisas de objetos que no son particularmente difíciles de ver, son más adecuados telescopios de dimensiones menores. Los hechos fundamentales sobre los cuerpos celestes se han conocido sobre todo a partir de observaciones obtenidas con instrumentos de potencia óptica moderada, especialmente diseñados para permitir mediciones precisas de la posición. De hecho, en las primeras etapas de la astronomía, se realizaban determinaciones importantes de posición mediante dispositivos que indicaban la dirección del objeto sin ninguna ayuda telescópica.

Tal vez las mediciones más valiosas obtenidas en nuestros observatorios modernos provengan de ese instrumento de precisión conocido como círculo meridiano. Es imposible, en cualquier descripción adecuada de la Historia de los Cielos, evitar alguna referencia a esta ayuda indispensable para la investigación astronómica; por lo tanto, daremos una breve descripción de una de sus formas más simples, eligiendo para ello un gran instrumento del Observatorio de París, que se muestra en la Figura 8.

El telescopio está fijado en su centro a un eje perpendicular a su longitud. Los pivotes en cada extremo de este eje giran sobre cojinetes fijos, de modo que los movimientos del telescopio quedan completamente restringidos al plano del meridiano. Dentro del ocular del telescopio se tensan fibras verticales extremadamente finas. El observador vigila cómo la luna, una estrella o un planeta entra en el campo de visión; y anota con el reloj la hora exacta, hasta la fracción de segundo, en la que el objeto pasa sobre cada una de las líneas. Una banda plateada en el círculo fijado al eje está dividida en grados y subdivisiones de grado, y a medida que este círculo se mueve con el telescopio, se indica la elevación a la que está apuntado el instrumento. Para leer las marcas y figuras delicadamente grabadas en la plata, son necesarios microscopios. Estos se muestran en el boceto; cada uno está fijado en una abertura en la pared que sostiene un extremo del instrumento. En el lado opuesto hay una lámpara, cuya luz pasa a través del eje perforado del pivote y es luego desviada de forma ingeniosa por espejos para proporcionar la iluminación necesaria para las líneas en el foco.

Las fibras que el observador ve extendidas sobre el campo de visión del telescopio requieren algunas palabras de explicación. Para este fin necesitamos un material que sea muy fino y bastante duradero, además de algo elástico y sin un peso apreciable. Estas condiciones no pueden cumplirse por completo con ningún alambre metálico, pero se satisfacen perfectamente en el hermoso hilo que teje la araña. Las delicadas fibras se extienden con gran habilidad a lo largo del campo de visión del telescopio y se fijan en sus lugares adecuados. Con instrumentos tan bien diseñados podemos comprender la precisión alcanzada en las observaciones modernas. El telescopio se dirige hacia una estrella, y la imagen de dicha estrella es un diminuto punto de luz. Cuando ese punto coincide con la intersección de las dos líneas centrales trazadas por la araña, el telescopio está correctamente ajustado. Usamos intencionadamente la palabra “ajustado” porque queremos hacer una comparación entre el ajuste de un rifle hacia un objetivo y el ajuste de un telescopio hacia una estrella. En lugar del típico blanco grande en forma de diana, supongamos que el objetivo consistiera únicamente en la esfera de un reloj; claro está, el tirador no podría verla a la distancia de cualquier campo de tiro normal. Pero con el telescopio del círculo meridiano, la esfera del reloj sería visible incluso a una distancia de una milla. El círculo meridiano es, de hecho, un instrumento de ajuste capaz de tal precisión que podría orientarse por separado hacia cada una de dos estrellas cuyo ángulo aparente ante el ojo no sea mayor que el ángulo formado por un par adyacente de puntos de sesenta minutos en la circunferencia de una esfera de reloj situada a una milla de distancia del observador.

Esta capacidad de dirigir el instrumento con tanta precisión sería de poca utilidad si no se combinara con sistemas que, una vez que el telescopio está correctamente orientado, permitan determinar y registrar la posición de la estrella. Un elemento para determinar la posición lo proporciona el reloj astronómico, que indica el momento en que el objeto cruza el alambre vertical central; el otro elemento lo da el círculo graduado, que indica la distancia angular de la estrella desde el cenit, es decir, desde el punto directamente encima de la cabeza.

Excelentes instrumentos de meridiano adornan nuestros grandes observatorios, y se dedican noche tras noche a aquellas mediciones en las que se basan principalmente las grandes verdades de la astronomía. Estos instrumentos han sido construidos con gran habilidad; pero es deber del astrónomo meticuloso desconfiar de la precisión de su instrumento por todos los medios posibles. El gran tubo puede ser una estructura tan rígida como los ingenieros mecánicos pueden fabricar; las graduaciones en el círculo pueden haber sido grabadas con las máquinas de medición más perfectas; pero el astrónomo concienzudo no se conformará con una mera precisión mecánica. Ese círculo de meridiano que, para quien no está familiarizado con él, parece una obra maestra, dotada de una precisión casi ilimitada, es visto de manera muy diferente por el astrónomo que lo utiliza. Nadie puede apreciar mejor que él la habilidad del artesano que creó ese círculo de meridiano, así como los hermosos dispositivos de iluminación y lectura que confieren perfección al instrumento; pero mientras el astrónomo reconoce la belleza de la máquina real que utiliza, siempre tiene ante sus ojos un instrumento ideal de perfección absoluta, al cual el círculo de meridiano real solo sirve como aproximación.

En comparación con el instrumento ideal, el mejor círculo de meridiano no es más que un conjunto de imperfecciones. El tubo ideal es perfectamente rígido, el tubo real es flexible; las divisiones ideales del círculo son perfectamente uniformes, las divisiones reales no lo son. El instrumento ideal es la encarnación geométrica de círculos perfectos, líneas rectas perfectas y ángulos rectos perfectos; el instrumento real solo puede mostrar círculos aproximados, líneas rectas aproximadas y ángulos rectos aproximados. Quizás la parte realizada por la araña sea, en general, la mejor; la red estirada nos ofrece lo más cercano a una línea recta perfecta desde el punto de vista mecánico; pero arruinamos el trabajo de la araña al no poder colocar esos hermosos hilos con perfecta uniformidad, y nuestros intentos por ajustar dos de ellos de forma perpendicular dentro del campo de visión no logran obtener un ángulo exacto de noventa grados.

Tampoco las dificultades que enfrenta el observador de meridiano se deben únicamente a su instrumento. Él también debe lidiar con sus propias imperfecciones; él tiene…

A menudo, para tener en cuenta peculiaridades personales de naturaleza inesperada; los problemas que la atmósfera puede causar son notorios; mientras que la desviación de su instrumento le advierte de que ni siquiera puede confiar en la propia tierra sólida. Aprendemos que los terremotos, por medio de los cuales a veces se perturba el suelo firme, no son más que los casos más evidentes de movimientos constantes y pequeños en la Tierra, los cuales cada noche del año alteran el delicado ajuste del instrumento.

Cuando se ha reconocido la existencia de estos errores, se ha dado el primer paso importante. Gracias a la colaboración entre el astrónomo y el matemático, es posible medir las discrepancias entre el círculo meridiano real y el instrumento que sería idealmente perfecto. Una vez hecho esto, podemos estimar el efecto que las irregularidades producen en las observaciones, y finalmente logramos eliminar de ellas los errores más graves que las contaminan. De este modo obtenemos resultados que, aunque no son matemáticamente precisos, constituyen aproximaciones bastante cercanas a aquellas que obtendría un observador perfecto que utilizara un instrumento de exactitud geométrica, estuviera sobre una Tierra de rigidez absoluta y observara los cielos sin la intervención de la atmósfera.

Además de instrumentos como los ya mencionados, los astrónomos disponen de otros medios para seguir los movimientos de los cuerpos celestes. En los últimos quince años, la fotografía ha comenzado a desempeñar un papel importante en la astronomía práctica. Este hermoso arte puede utilizarse para representar muchos objetos en el cielo mediante imágenes más fieles que las que podría producir con el lápiz incluso el dibujante más hábil. La fotografía también es útil para elaborar mapas de cualquier región del cielo que se desee examinar. Al tomar repetidas fotografías de la misma región con el paso del tiempo, su comparación permite determinar si alguna estrella se ha movido durante ese intervalo. La cantidad y dirección de este movimiento pueden determinarse mediante un delicado aparato de medición bajo el cual se coloca la placa fotográfica.

Si se quiere utilizar un telescopio refractor para tomar fotografías celestes, las lentes del objetivo deben estar diseñadas especialmente para este propósito. Los rayos de luz que forman la imagen en la placa preparada no son exactamente los mismos que aquellos que intervienen principalmente en la formación de la imagen en la retina del ojo humano. Sin embargo, un espejo reflector reúne todos los rayos, tanto los químicamente activos como los puramente visuales, en el mismo foco. Por lo tanto, el mismo instrumento reflector puede utilizarse tanto para observar el cielo como para tomar fotografías en una placa fotográfica que sustituye al ojo del observador.

Una cámara de retratos sencilla ha sido empleada con éxito para obtener fotografías impresionantes de áreas más extensas del cielo que las que pueden capturarse con un telescopio largo; pero para fines de medición precisa, las fotografías tomadas con este último son incomparablemente mejores.

Es innecesario decir que el aparato fotográfico, sea cual sea, debe ser accionado por un mecanismo de relojería delicadamente ajustado para contrarrestar el movimiento aparente diario de las estrellas causado por la rotación de la Tierra. De lo contrario, la imagen se vería deteriorada, al igual que un retrato se arruina si la persona retratada no permanece quieta durante la exposición.

Entre los observatorios del Reino Unido, el Observatorio Real de Greenwich es, por supuesto, el más famoso. Se destaca especialmente entre todas las instituciones similares del mundo por la continuidad de sus trabajos a lo largo de varias generaciones. El Observatorio de Greenwich fue fundado en 1675 con el fin de fomentar la astronomía y la navegación, y desde el principio las observaciones se llevaron a cabo con el objetivo de determinar con la mayor precisión las posiciones de las principales estrellas fijas, el sol, la luna y los planetas. Sin embargo, en los últimos años se han producido grandes avances en el trabajo del observatorio, y allí se estudian ahora con diligencia las ramas más modernas de esta ciencia.

El mayor telescopio ecuatorial de Greenwich es un refractor de veintiocho pulgadas de apertura y veintiocho pies de largo, construido por Sir Howard Grubb. Un notable instrumento compuesto, proveniente del mismo famoso taller, también ha sido añadido recientemente a nuestra institución nacional. Consiste en un gran refractor especialmente diseñado para la fotografía, de veintiséis pulgadas de apertura (donado por Sir Henry Thompson), y un reflector de treinta pulgadas de diámetro, fruto de la habilidad del Dr. Common. El enorme volumen publicado anualmente es testimonio de la diligencia con la que el Astrónomo Real y su numeroso equipo de astrónomos asistentes utilizan los espléndidos medios de los que disponen.

La parte sur del cielo, de la cual la mayor parte no puede verse en este país, es observada desde varios observatorios del hemisferio sur. El más importante de ellos es el Observatorio Real del Cabo de Buena Esperanza, equipado con instrumentos de primera categoría. Podemos mencionar un gran telescopio fotográfico, regalo del Sr. M’Clean. La astronomía se ha enriquecido enormemente gracias a las numerosas investigaciones realizadas por el Dr. Gill, director del Observatorio del Cabo.

Fig. 9.—La Osa Mayor.

No es necesario, sin embargo, utilizar instrumentos tan sofisticados para tener una idea de la ayuda que ofrecerá el telescopio. El instrumento más adecuado para comenzar los estudios astronómicos está al alcance de todos. Se trata de los conocidos binoculares que utiliza un capitán a bordo del barco; o, si no se pueden conseguir, entonces las simples lentes de ópera sirven casi igual de bien. Sin duda, estas lentes no son tan potentes como un telescopio, pero tienen algunas ventajas compensatorias. Las lentes de ópera nos permiten observar una gran región del cielo de un solo vistazo, mientras que un telescopio, en general, ofrece un campo de visión mucho más reducido.

Supongamos que el observador cuenta con lentes de ópera y está a punto de comenzar sus estudios astronómicos. El primer paso es familiarizarse con el grupo de siete estrellas que se muestra en la Figura 9. Este grupo se denomina a menudo “El Arado” o “El Carro de Carlos”, pero los astrónomos prefieren considerarlo como parte de la constelación de la Osa Mayor. Hay muchos elementos interesantes en esta constelación, y el principiante debería aprender lo antes posible a identificar las siete estrellas que la componen. De estas, las dos marcadas como α y β, situadas en la cabeza del oso, se denominan generalmente “las guías”. Son especialmente útiles, ya que sirven para dirigir la mirada hacia la estrella más importante de todo el cielo, conocida como la “estrella polar”.

Centremos nuestra atención en esa región de la Osa Mayor que forma una especie de rectángulo, cuyas esquinas son las estrellas α, β, γ y δ. En una noche muy clara, intentemos contar cuántas estrellas son visibles dentro de ese rectángulo. En una noche excepcionalmente clara, sin luna, quizás se puedan ver una docena de estrellas, o incluso más, dependiendo de la agudeza de la vista. Pero cuando las lentes de ópera se dirigen hacia la misma parte de la constelación, se contempla un espectáculo asombroso: ahora se pueden ver cien estrellas con gran facilidad.

Pero las lentes de ópera no mostrarán casi todas las estrellas de esta región. Cualquier telescopio decente revelará muchas más estrellas, demasiado tenues para ser vistas con instrumentos menos potentes. Cuanto mayor sea el telescopio, mayor será el número de estrellas que se podrán observar.

Visto a través de uno de los instrumentos colosales, la cantidad tendría que calcularse en miles.

Hemos elegido la Osa Mayor porque es más conocida que cualquier otra constelación. Pero la Osa Mayor no es excepcionalmente rica en estrellas. Determinar el número de estrellas es una tarea que nadie ha logrado completar; sin embargo, se han hecho diversas estimaciones. Nuestros grandes telescopios probablemente puedan mostrar al menos 50.000.000 de estrellas.

El estudiante que utilice un buen telescopio refractor, con un objetivo de no menos de tres pulgadas de diámetro, encontrará ocupación para muchas noches agradables. Su interés por su trabajo aumentará enormemente si cuenta con el encantador manual sobre los cielos conocido como “Objetos celestes para telescopios comunes” de Webb.

CAPÍTULO II.
EL SOL.

El enorme tamaño del Sol: más caliente que el platino en estado fundido. ¿Es el Sol la fuente de calor para la Tierra? El Sol se encuentra a 92,900,000 millas de distancia. Cómo comprender la magnitud de esta distancia. Día y noche. Cuerpos luminosos y no luminosos. Contraste entre el Sol y las estrellas. El Sol, una estrella. Apariencia granular del Sol. Las manchas solares. Cambios en la forma de una mancha. Las faculas. La rotación del Sol sobre su eje. Vista de una típica mancha solar. Periodicidad de las manchas solares. Relación entre las manchas solares y el magnetismo terrestre. Principios del análisis espectral. Sustancias presentes en el Sol. Espectro de una mancha. Las protuberancias que rodean al Sol. Eclipse total del Sol. Tamaño y movimiento de las protuberancias. Su relación con las manchas solares. Medición espectroscópica del movimiento en el Sol. La corona que rodea al Sol. Constitución del Sol.

Al comenzar nuestro estudio de los cuerpos celestes que nos rodean, naturalmente empezamos por nuestro incomparable Sol. Su espléndido brillo le confiere la preeminencia sobre todos los demás cuerpos celestes.

Las dimensiones de nuestro astro son acordes con su importancia. Los astrónomos han logrado llevar a cabo la difícil tarea de determinar las cifras exactas, pero estas son tan gigantescas que resulta difícil comprenderlas. El diámetro del Sol, es decir, la longitud del eje que pasa por su centro de un lado a otro, es de 866,000 millas. Sin embargo, esta simple descripción de las dimensiones del Sol no permite transmitir una idea adecuada de su inmensidad. Si se construyera un ferrocarril alrededor del Sol y partiéramos en un tren expreso que viaja a sesenta millas por hora, tendríamos que viajar durante cinco años, sin interrupción ni de día ni de noche, antes de completar el recorrido.

Cuando se compara el Sol con la Tierra, el tamaño de nuestro astro resulta aún más impresionante. Supongamos que su esfera se dividiera en un millón de partes; cada una de estas partes superaría con creces el tamaño de nuestra Tierra. La Figura 10 muestra un círculo grande y uno muy pequeño, marcados como S y E.

respectivamente. Estos círculos muestran los tamaños comparativos de los dos cuerpos.
Sin embargo, la masa del sol no supera la de la tierra en la misma proporción. Si el sol se colocara en un platillo de una balanza muy precisa, y 300.000 cuerpos tan pesados como nuestra tierra se colocaran en el otro, el astro haría que la balanza se inclinara.

El sol tiene una temperatura que supera con creces cualquier temperatura que podamos producir artificialmente, ya sea en nuestros laboratorios químicos o en nuestras instalaciones metalúrgicas. Podemos hacer pasar una corriente galvánica a través de un hilo de platino. El hilo primero se calienta hasta volverse rojo brillante, Fig. 10.—Tamaño comparativo de la Tierra y el Sol. luego blanco brillante; después emite un resplandor casi deslumbrante hasta que se funde y se rompe. La temperatura del hilo de platino al fundirse apenas podría ser superada en los hornos más sofisticados, pero no alcanza la temperatura del sol.

No obstante, hay que admitir que existe una aparente discrepancia entre un hecho de experiencia cotidiana y la afirmación de que el sol posee esa temperatura extremadamente alta que acabamos de intentar ilustrar. “Si el sol estuviera caliente”, se ha dicho, “entonces cuanto más nos acerquemos a él, más calor sentiríamos; sin embargo, esto no parece ser el caso”.

En la cima de una montaña alta estamos más cerca del sol, y sin embargo todos saben que allí hace mucho más frío que en el valle de abajo. Si la montaña es tan alta como el Mont Blanc, entonces estamos ciertamente a dos o tres millas más cerca de ese globo luminoso que cuando estamos al nivel del mar; sin embargo, en lugar de calor adicional, encontramos nieve eterna. Una ilustración sencilla puede ayudar a disminuir esta dificultad. En un invernadero, en un día soleado, la temperatura es mucho más alta que afuera. El vidrio permite que los rayos calientes del sol entren, pero se niega a dejarlos salir con la misma facilidad, y por consiguiente la temperatura aumenta. La Tierra puede, desde este punto de vista, compararse con un invernadero, solo que, en lugar de paneles de vidrio, nuestro planeta está envuelto en una enorme capa de aire. En la superficie terrestre, estamos, por así decirlo, dentro del invernadero, y nos beneficiamos de la presencia de la atmósfera; pero cuando escalamos montañas muy altas, gradualmente pasamos a través de parte de ese medio protector, y entonces sufrimos el frío. Si la Tierra estuviera desprovista de su capa de aire, parece seguro que la escarcha eterna reinaría sobre continentes enteros, así como en las cimas de las montañas.

La distancia real entre el sol y la Tierra es de unos 92.900.000 de millas; pero simplemente recitando estas cifras no obtenemos una idea clara de su verdadera magnitud. Sería necesario contar lo más rápido posible durante tres días y tres noches para llegar a un millón; y aún así habría que repetir esto casi noventa y tres veces antes de haber contado todas las millas que hay entre la Tierra y el sol.

Cada noche clara vemos una inmensa multitud de estrellas dispersas por el cielo. Algunas son brillantes, otras tenues, y algunas se agrupan en formas notables. Respecto a esta multitud de puntos brillantes, ahora debemos hacer una pregunta importante: ¿son cuerpos que brillan por su propia luz, como el sol, o solo brillan con luz prestada, como la luna? La respuesta es fácil de dar. La mayoría de esos cuerpos brillan por su propia luz, y se les denomina adecuadamente estrellas.

Supongamos que el sol y la multitud de estrellas, en el sentido estricto de la palabra, son todos cuerpos brillantes autoluminiscentes. ¿Cuál es entonces la gran diferencia?

¿Entre el sol y las estrellas? Por supuesto, existe una diferencia enorme y evidente entre el esplendor incomparable del sol y el tenue brillo de las estrellas. Sin embargo, esta distinción no indica necesariamente que nuestro astro tenga un esplendor intrínseco superior al de las estrellas. El hecho es que estamos situados relativamente cerca del sol para beneficiarnos de su calor y luz, mientras que estamos separados incluso de la estrella más cercana por un abismo inmenso. Si el sol se alejara gradualmente de la Tierra, su luz disminuiría, de modo que cuando hubiera llegado a una distancia comparable a la que nos separa de las estrellas, su gloria habría desaparecido por completo. Ya no parecería ese globo majestuoso al que estamos acostumbrados. Ya no sería una fuente de calor agradable, ni una luz capaz de disipar la oscuridad de la noche. Nuestro gran sol se habría reducido a la insignificancia de una estrella, no tan brillante como muchas de aquellas que vemos cada noche.

Ciertamente, es importante la conclusión a la que ahora llegamos. Ese inmenso conjunto de estrellas que adornan nuestro cielo cada noche ha adquirido una importancia enorme. Cada una de esas estrellas es en sí misma un sol poderoso, que de hecho compite, y en muchos casos supera, en esplendor a nuestro propio astro. De este modo, abrimos paso a una concepción majestuosa de las vastas dimensiones del espacio, así como de la dignidad y el esplendor de los innumerables cuerpos celestes que lo pueblan.

Existe otro aspecto de esta imagen que no carece de utilidad. De ahora en adelante debemos recordar que nuestro sol es solo una estrella, y no una estrella especialmente importante. Si el sol, la Tierra y todo lo que ella contiene desaparecieran, el efecto en el universo sería simplemente que una estrella diminuta había dejado de brillar. Considerado simplemente como una estrella, el sol debe ocupar una posición de insignificancia dentro de la vasta estructura del universo. Pero no es como estrella como tenemos que tratar al sol. Para nosotros, su proximidad relativa le confiere una importancia incalculablemente mayor que la de todas las demás estrellas. Nos imaginábamos alejados del sol para obtener su verdadera perspectiva en el universo; ahora acerquémonos y le demos esa atención que merece por su suprema importancia para nosotros.

A simple vista, el sol parece ser un círculo plano. Sin embargo, si se examina con un telescopio, teniendo cuidado, por supuesto, de interponer un trozo de vidrio de color oscuro o de tomar alguna precaución similar para proteger el ojo de daños, entonces se podrá percibir que el sol no es una superficie plana, sino una verdadera esfera luminosa.

La primera pregunta a la que debemos intentar responder es si la materia luminosa que forma esa esfera es una masa sólida, o, si no es sólida, ¿qué tipo de materia es: líquida o gaseosa? A primera vista podríamos pensar que el sol no puede ser líquido, y naturalmente podríamos imaginar que se trata de una bola sólida de alguna sustancia incandescente. Pero esta visión no es correcta; ya que podemos demostrar que el sol ciertamente no es un cuerpo sólido, al menos en lo que respecta a sus partes superficiales.

Una vista general del sol, tal como se ve a través de un telescopio de dimensiones moderadas, se puede observar en la Figura 11, la cual proviene de una fotografía.

Obtenida por el Sr. Rutherford en Nueva York el 22 de septiembre de 1870. Se puede observar de inmediato que la superficie del cuerpo luminoso no tiene en absoluto una textura o brillo uniforme. Más bien, puede describirse como granulada o manchada. Esta apariencia se debe a las nubes luminosas que flotan suspendidas en una capa de gas algo menos luminosa. Hace falta decir que estas nubes solares son muy diferentes de las nubes que conocemos tan bien en nuestra propia atmósfera. Las nubes terrestres están formadas, por supuesto, por diminutas gotas de agua, mientras que las nubes en la superficie del Sol están compuestas por gotas de uno o más elementos químicos a una temperatura extremadamente alta.

La apariencia granulada de la superficie solar se muestra maravillosamente en las extraordinarias fotografías a gran escala que el Sr. Janssen, de Meudon, ha logrado obtener durante los últimos veinte años. Podemos reproducir una de ellas en la Figura 12. Se observará que los espacios entre los puntos luminosos tienen un tono grisáceo; el efecto general (como señaló el profesor Young) es muy similar al de un papel de dibujo áspero visto desde cierta distancia. A menudo observamos zonas en la superficie de tales placas donde la definición parece insatisfactoria. Sin embargo, no se trata de defectos que pudieran pensarse a primera vista. No provienen ni de imperfecciones casuales de la placa fotográfica ni de accidentes durante el desarrollo; su origen se debe claramente a alguna causa real dentro del propio Sol, y no nos resultará difícil explicar cuál debe ser esa causa. Como tendremos ocasión de mencionar más adelante, las velocidades con las que se mueven los gases luminosos en el Sol deben ser sumamente grandes. Incluso en la centésima parte de segundo (que es aproximadamente la duración de la exposición de esta placa), los movimientos de las nubes solares son lo suficientemente grandes como para producir la falta de definición observada.

Fig. 12.—Fotografía de la superficie solar.
(De Janssen.)

Están dispersos de forma irregular sobre la superficie solar pequeños objetos oscuros llamados manchas solares, que suelen ser visibles. Estas manchas varían mucho tanto en tamaño como en número. Las manchas solares fueron observadas por primera vez a principios del siglo XVII, poco después de la invención del telescopio. Su aspecto general se muestra en la Fig. 13, en la cual el núcleo central oscuro aparece en marcado contraste con el borde más claro o penumbra. La Fig. 16 muestra una pequeña mancha que se desarrolla a partir de uno de los poros o intersticios entre los granulos.

Los primeros observadores de estas manchas señalaron que parecían tener un movimiento común a través del sol. En la Fig. 14 presentamos una copia de un dibujo notable del padre Scheiner, que muestra el movimiento de dos manchas que él observó en marzo de 1627. La figura indica las posiciones sucesivas que ocuparon las manchas durante varios días, desde el 2 hasta el 16 de marzo. Fig. 13.—Una mancha solar ordinaria. Esas marcas que solo se indican en contorno representan las posiciones asumidas el 11 y el 13, días en los que el tiempo estaba nublado, por lo que no fue posible realizar observaciones. Se descubre invariablemente que estos objetos se mueven en la misma dirección: es decir, desde el limbo oriental hacia el limbo occidental[3] del sol. Completan el recorrido por la superficie del sol en doce o trece días, tras lo cual permanecen invisibles durante aproximadamente el mismo tiempo hasta que reaparecen en el limbo oriental. Estos primeros observadores supieron discernir rápidamente la verdadera importancia de su descubrimiento. De estas sencillas observaciones dedujeron el hecho sorprendente de que el sol, al igual que la Tierra, realiza una rotación sobre su eje, y en la misma dirección. Pero existe una diferencia importante entre estas rotaciones: mientras que la Tierra tarda solo veinticuatro horas en dar una vuelta completa, el globo solar necesita unos veintiséis días para completar una de sus rotaciones, mucho más lentas.

PLACA III.
MANCHAS Y FACULAS EN EL SOL.
(DE UNA FOTOGRAFÍA DEL SR. WARREN DE LA RUE, 20 DE SEPTIEMBRE DE 1861.)
Si examinamos las manchas solares en condiciones atmosféricas favorables y con un telescopio de apertura bastante grande, percibimos una gran cantidad de detalles interesantes que contienen información sobre la estructura del sol. La penumbra de una mancha suele estar compuesta por filamentos dirigidos hacia el centro de la mancha, y generalmente son más brillantes en sus extremos internos, donde se unen al núcleo. En una mancha de forma regular, el contorno de la penumbra tiene la misma forma general que el del núcleo, pero los astrónomos suelen sentirse profundamente interesados al observar manchas enormes de figura muy irregular. En tales casos, la superficie brillante que cubre el sol (la fotosfera, como se le llama) a menudo invade el núcleo y forma una península que se extiende hacia su interior oscuro o incluso lo cruza. Esto se muestra claramente en el excelente dibujo del profesor Langley (Placa II.) de una mancha muy irregular que él observó entre el 23 y 24 de diciembre de 1873.

Los detalles de una mancha varían continuamente; a menudo se pueden observar cambios, incluso de día en día, y a veces de hora en hora. Se puede decir lo mismo respecto a las franjas o manchas brillantes que se observan con frecuencia, especialmente en las cercanías de las manchas. Estas marcas brillantes reciben el nombre de faculæ (pequeñas antorchas). Se ven con mayor claridad cerca del borde del sol, donde la luz de su superficie no es tan intensa como cerca del centro del disco. La disminución de la luz en el borde se debe al mayor espesor de la atmósfera absorbente alrededor del sol, a través de la cual debe pasar la luz emitida desde las regiones cercanas al borde para dirigirse hacia nosotros.

Ninguna de las marcas en el disco solar constituye una característica permanente del sol. Sin duda, algunas de estas estructuras pueden durar semanas. De hecho, ocasionalmente ha ocurrido que la misma mancha haya marcado el globo solar durante muchos meses; pero, tras una existencia de mayor o menor duración, aquellas que se encuentran en una parte del sol pueden desaparecer, mientras que con frecuencia aparecen nuevas marcas del mismo tipo en otros lugares. La conclusión que se puede extraer de estos diversos hechos es irrefutable: nos indican que la superficie visible del sol no es una masa sólida, ni siquiera una masa líquida, sino que el globo, en la medida en que podemos verlo, está compuesto por materia en estado gaseoso o vaporoso.

A menudo ocurre que una mancha grande se divide en dos o más partes separadas, y estas a veces se han visto alejarse entre sí a velocidades que, en algunos casos, no son inferiores a mil millas por hora. “A veces, aunque muy raramente” (cito aquí al profesor Young[4], a quien debo mucho), “aparece un fenómeno diferente, de carácter sumamente sorprendente e impactante, relacionado con estas estructuras: manchas de intensa brillantez surgen de repente, permaneciendo visibles durante unos minutos y moviéndose, mientras duran, a velocidades de hasta cien millas por segundo”.

“Uno de estos eventos se ha convertido en algo clásico. Ocurrió por la mañana (hora de Greenwich) del 1 de septiembre de 1859, y fue testificado de forma independiente por dos observadores bien conocidos y fiables: el señor Carrington y el señor Hodgson. Sus relatos sobre este hecho se pueden encontrar en la revista Monthly”.

Comunicados de la
Real Sociedad Astronómica
para noviembre de 1859.
El señor Carrington estaba realizando en ese momento sus habituales observaciones diarias sobre la posición, configuración y tamaño de las manchas solares, mediante una imagen del disco solar proyectada en una pantalla; esa imagen era la Figura 14. También se encontraba inmerso en esa serie de observaciones que duraron ocho años y que constituyen la base de gran parte de nuestra ciencia solar actual. El señor Hodgson, a una distancia de muchas millas, dibujaba al mismo tiempo los detalles de la estructura de las manchas solares con ayuda de un ocular solar y un cristal de sombra. Ambos vieron simultáneamente dos objetos luminosos, con forma similar a dos lunas nuevas; cada uno tenía una longitud de unos ocho mil millas y una anchura de dos mil millas, a una distancia de…

en las cuales aparecen manchas solares. A unos doce mil millas una de la otra. Estas aparecen de repente en el borde de una gran mancha solar, con un brillo deslumbrante al menos cinco o seis veces mayor que el de las partes vecinas de la fotosfera, y se mueven hacia el este sobre la mancha en líneas paralelas, haciéndose cada vez más pequeñas y tenues, hasta que, en aproximadamente cinco minutos, desaparecen después de haber recorrido una distancia de casi treinta y seis mil millas.

Las manchas solares no aparecen de forma indiscriminada en todas las partes de la superficie del Sol. Se encuentran principalmente en dos zonas (Fig. 15) a cada lado del ecuador solar, entre las latitudes de 10° y 30°. En el ecuador, las manchas son escasas, salvo, curiosamente, cerca de los momentos en que hay pocas manchas en otros lugares. En altas latitudes nunca se observan. Estrechamente relacionado con estos principios peculiares de su distribución está el hecho notable de que las manchas en diferentes latitudes no indican los mismos valores para el período de rotación del Sol. Al observar una mancha cerca del ecuador solar, Carrington descubrió que completaba una revolución en veinticinco días y dos horas. A una latitud de 20°, el período es de unos veinticinco días y dieciocho horas; a 30°, no es menos de veintiséis días y doce horas, mientras que las relativamente pocas manchas observadas en la latitud de 45° necesitan veintisiete días y medio para completar su circuito.

Dado que el Sol, al menos en lo que respecta a sus regiones exteriores, es una masa de gas y no un cuerpo sólido, no habría nada increíble en suponer que las manchas estén ocasionalmente dotadas de movimientos propios, como los barcos en el océano. Sin embargo, según los hechos que tenemos ante nosotros, parece que las diferentes zonas del Sol, correspondientes a lo que llamamos zonas tropicales y templadas en la Tierra, persisten en rotar con velocidades que disminuyen gradualmente desde el ecuador hacia los polos. Parece probable que las partes interiores del Sol no roten como si todo fuera una masa rigurosamente conectada. La masa del Sol, o al menos su mayor parte, es muy diferente a la de un cuerpo rígido, y por lo tanto sus distintas partes están, hasta cierto punto, libres para moverse de forma independiente. Aunque no podemos ver realmente cómo rotan las partes internas del Sol, aquí las leyes de la dinámica nos permiten…

Se puede inferir que las capas interiores del Sol giran más rápidamente que las capas exteriores, y así se pueden explicar algunas de las características de los movimientos de las manchas solares. Pero por el momento hay que admitir que existen grandes dificultades para explicar la distribución de las manchas y la ley de rotación del Sol.

En el año 1826, Schwabe, un astrónomo alemán, comenzó a llevar un registro regular del número de manchas visibles en el Sol. Después de observarlas durante diecisiete años, pudo afirmar que el número de manchas parecía fluctuar de un año a otro, y que existía un período de unos diez años en sus cambios. Observaciones posteriores confirmaron este descubrimiento, y se buscaron minuciosamente libros y manuscritos antiguos en busca de información de épocas pasadas. De este modo se ha reunido un registro más o menos completo del estado del Sol en lo que respecta a las manchas desde principios del siglo XVII. Esto ha permitido a los astrónomos determinar con mayor precisión el período del máximo recurrente.

El curso de uno de los ciclos de manchas solares puede describirse de la siguiente manera: durante dos o tres años, las manchas son tanto más grandes como más numerosas que en promedio; luego comienzan a disminuir, hasta que, aproximadamente seis o siete años después del máximo, llegan a un mínimo; a continuación, el número de manchas comienza a aumentar, y en unos cuatro años y medio se vuelve a alcanzar el máximo. La duración del ciclo es, en promedio, de unos once años y cinco semanas, pero tanto su duración como la intensidad de los máximos varían ligeramente. Por ejemplo, hubo un gran máximo en el verano de 1870, seguido de un mínimo muy bajo en 1879, y luego de un máximo débil a finales de 1883; a continuación, hubo un mínimo promedio alrededor de agosto de 1889, seguido del último máximo observado en enero de 1894. No es improbable que un segundo período de unos sesenta u ochenta años afecte la regularidad del período de once años. Se requerirán observaciones sistemáticas a lo largo de muchos años más para resolver esta cuestión, ya que las observaciones de manchas solares anteriores a 1826 son demasiado incompletas como para decidir las cuestiones que surgen.

Parece existir una conexión curiosa entre la periodicidad de las manchas solares y su distribución sobre la superficie del Sol. Cuando está a punto de finalizar un mínimo, las manchas suelen comenzar a aparecer en latitudes de unos 30° al norte y al sur del ecuador solar; luego, gradualmente, aparecen más cerca del ecuador, de modo que en el momento del máximo de frecuencia, la mayoría de ellas se encuentran en latitudes no superiores a 16°. Esta distancia con respecto al ecuador solar sigue disminuyendo hasta el momento del mínimo. De hecho, las manchas permanecen muy cerca del ecuador durante un par de años más, hasta que se produce un aumento en su aparición en latitudes más altas, lo que indica el inicio de otro período.

Todavía debemos señalar una característica extraordinaria que apunta a una estrecha conexión entre los fenómenos de las manchas solares y los fenómenos puramente terrestres relacionados con el magnetismo. Es bien sabido que la aguja de una brújula no apunta exactamente hacia el norte, sino que se desvía del meridiano por un ángulo que varía en diferentes lugares e incluso es variable en el mismo lugar. Por ejemplo, en Greenwich, la aguja actualmente apunta en una dirección 17° al oeste del norte, pero esta cantidad está sujeta a cambios muy lentos y graduales, así como a pequeñas oscilaciones diarias. Hace unos cincuenta años, Lamont (un astrónomo bávaro, pero originario de Escocia) descubrió que la amplitud de estas oscilaciones diarias aumenta y disminuye regularmente en un período que él estimó en 10-1/3 años, pero que posteriormente se determinó que era de 11-1/10 años, exactamente igual al período de las manchas solares. A través de un estudio detallado de los registros de observaciones magnéticas, se ha comprobado que el momento del máximo de las manchas solares coincide casi siempre con el momento del máximo de las oscilaciones diarias de la aguja de la brújula, y lo mismo ocurre con los mínimos. Esta estrecha relación entre la periodicidad de las manchas solares y los movimientos diarios de la aguja magnética no es la única prueba de que existe algún tipo de conexión entre los fenómenos solares y el magnetismo terrestre. Un período de máximo de manchas solares es también un período de gran actividad magnética, e incluso han habido casos especiales en los que un brote peculiar en el Sol estuvo asociado a fenómenos magnéticos notables en la Tierra. Un muy

Un caso interesante de este tipo es el registrado por el profesor Young, quien, al observar desde Sherman el 3 de agosto de 1872, percibió una perturbación muy violenta en la superficie del sol. Ese mismo día, un miembro de su equipo, que se dedicaba a observaciones magnéticas y que no tenía ninguna idea de lo que había visto el profesor Young, le dijo que había tenido que interrumpir su trabajo magnético debido al movimiento violento de su imán. Posteriormente, se comprobó a partir de los registros fotográficos de Greenwich y Stonyhurst que la “tormenta” magnética observada en América también se había sentido simultáneamente en Inglaterra. También se ha observado una conexión similar entre las manchas solares y la aurora boreal; este hecho es una consecuencia natural de la conocida relación entre la aurora y las perturbaciones magnéticas. Por otro lado, hay que admitir que han ocurrido muchas tormentas magnéticas notables sin que hubiera ninguna perturbación solar correspondiente[5]. Pero incluso aquellos que son escépticos respecto a la conexión entre estas dos clases de fenómenos en casos concretos, difícilmente pueden dudar del notable paralelismo entre el aumento y disminución general del número de manchas solares y la amplitud de los movimientos diarios de la aguja de la brújula.

Fig. 16.—La textura del Sol y una mancha pequeña.
Hemos descrito ahora los principales fenómenos solares que el telescopio nos ha permitido conocer. Pero existen muchas cuestiones relacionadas con la naturaleza del Sol que ni siquiera el telescopio más potente nos permitiría resolver; sin embargo, el espectróscopo nos ha dado los medios para investigarlas.

Lo que recibimos del Sol es calor y luz. La masa intensamente calentada del Sol irradia sus rayos en todas direcciones con una prodigalidad ilimitada. Cada rayo lo sentimos como algo cálido y lo vemos de color blanco brillante, pero se requiere un análisis más detallado que el mero sentido o la simple visión. Cada rayo solar lleva consigo señales de su origen. Estas señales no son visibles hasta que se aplica un proceso especial; pero entonces el rayo solar puede “contarnos su historia”, revelándonos mucho acerca de la naturaleza de la constitución de este gran cuerpo luminoso.

Consideramos que la luz del Sol es incolora, al igual que decimos que el agua no tiene sabor; pero ambas expresiones se refieren más bien a nuestras propias percepciones que a…

A nada que sea realmente característico del agua o de la luz solar. Consideramos que la luz solar es incolora porque constituye, por así decirlo, el fondo sobre el cual se representan todos los demás colores. La realidad es que el blanco está lejos de ser incoloro, ya que contiene todas las tonalidades conocidas mezcladas entre sí en ciertas proporciones. La luz del sol es realmente extremadamente compleja; la propia Naturaleza nos lo dice si le prestamos aunque sea la menor atención. ¿De dónde provienen las hermosas tonalidades con las que todos estamos familiarizados? Miren los encantadores matices de un jardín: el rojo de la rosa no está en la propia rosa. Lo único que hace la rosa es captar los rayos solares que caen sobre ella, extraer de esos rayos el rojo que contienen y emitir esa luz roja hacia nuestros ojos. Si no hubiera rayos rojos junto con los demás en el rayo solar, no podría haber una rosa roja visible bajo la luz solar.

El principio involucrado aquí tiene muchas otras aplicaciones; una dama suele decir que un vestido que se ve muy bien a la luz del día no queda bien por la noche. La razón es que el vestido está diseñado para mostrar ciertos colores que existen en la luz solar; pero estos colores no están presentes en la misma medida bajo la luz de gas, y por consiguiente el vestido adquiere un tono diferente. El error no está en el vestido, sino en el gas; y cuando se utiliza la luz eléctrica, esta emite rayos más similares a los del sol, y los colores del vestido aparecen con toda su belleza pretendida.

La indicación natural más gloriosa de la naturaleza de la luz solar se observa en el arcoíris. Aquí, los rayos solares son refractados y reflejados por diminutas gotas de agua en las nubes; estas transmiten la luz solar hacia nosotros y, al hacerlo, descomponen los rayos blancos en los siete colores primarios: rojo, naranja, amarillo, verde, azul, índigo y violeta.

PLATO A.
EL SOL.
Observatorio Real, Greenwich, 8 de julio de 1892.

El arco iris situado en las nubes es típico de ese gran campo de la ciencia moderna cuyos principios expondremos ahora. Las gotas de agua descomponen los rayos solares; seguimos el recorrido indicado por el arco iris y analizamos la luz solar en sus componentes. Podemos hacer esto con precisión científica cuando empleamos esa notable clave para descifrar los secretos de la Naturaleza conocida como espectrómetro. Los rayos de luz solar blanca

Consiste en innumerables haces de luz de todos los colores, en estrecha asociación entre sí. Cada tono de rojo, amarillo, azul y verde puede encontrarse en un haz de sol. La varita mágica, con la cual golpeamos el haz de sol y ordenamos ese enredo en un orden perfecto, es el sencillo instrumento conocido como prisma de vidrio. Hemos representado este instrumento en su forma más simple en la figura adjunta (Fig. 17). Se trata de un trozo de vidrio puro y homogéneo en forma de cuña. Cuando un rayo de luz proveniente del sol o de cualquier otra fuente incide sobre el prisma, atraviesa el vidrio transparente y sale por el otro lado; sin embargo, la influencia del vidrio provoca un cambio notable en el rayo. Este se dobla debido a la refracción, abandonando el camino que seguía originalmente y viéndose obligado a seguir otro camino. Pero si el prisma doblara todos los rayos de luz de manera igual, entonces no sería útil para el análisis de la luz; afortunadamente, el prisma actúa con eficiencias diferentes sobre los rayos de distintos colores. Un rayo rojo no se refracta tanto como un rayo amarillo; un rayo amarillo, a su vez, no se refracta tanto como uno azul. Por lo tanto, cuando el haz compuesto de luz solar, en el que se mezclan todos los rayos diferentes, pasa a través del prisma, estos salen de la manera que se muestra en la figura adjunta (Fig. 18). Aquí está, pues, la fuente del poder analítico del prisma: éste dobla los diferentes colores de manera desigual, y por consiguiente, el haz de luz solar compuesta, después de pasar por el prisma, ya no muestra solo luz blanca, sino que se transforma en una banda de luz coloreada, con tonos similares a los del arcoíris, que van desde el rojo intenso en un extremo, pasando por todos los tonos intermedios, hasta el violeta.

Fig. 18.—Dispersión de la luz por el prisma.
En el prisma tenemos los medios para descomponer la luz del sol, o la luz de cualquier otra fuente, en sus partes componentes. El examen de la calidad de la luz una vez analizada nos permite saber algo sobre la constitución del cuerpo del cual emana esta luz. De hecho, en algunos casos simples, el mero color de una luz es suficiente para indicar la fuente de la que proviene. Por ejemplo, existe una espléndida luz roja que a veces se ve en los fuegos artificiales, debido al estroncio metálico. El ojo puede identificar este elemento por el simple color de la llama. También existe una luz amarilla característica producida por la llama de la sal común quemada con alcohol. El sodio es el componente principal de la sal; así, aquí reconocemos otra sustancia meramente por el color que emite al quemarse. Podemos mencionar también una tercera sustancia: el magnesio, que arde con una luz blanca brillante, muy característica de este metal.

PLATO XIII.
ESPECTROS DEL SOL Y DE LAS ESTRELLAS.
I. SOL.
II. SIRIO.
III. ALDEBARRÁN.
IV. BETELGEUSE.
Los tres metales, estroncio, sodio y magnesio, pueden así ser identificados por los colores que producen cuando están incandescentes. En esta sencilla observación reside el germen del método moderno de investigación conocido como análisis espectral. Ahora podemos examinar con el prisma los colores del sol y los colores de las estrellas, y a partir de este examen podemos saber algo sobre los materiales que forman parte de su composición. No estamos limitados al uso de un solo prisma, sino que podemos hacer que la luz que se desea analizar pase a través de varios prismas sucesivamente para aumentar la dispersión o la separación de los diferentes colores. Para entrar en el espectróscopo, la luz pasa primero por una rendija estrecha, y luego los rayos se vuelven paralelos al pasar por una lente; estos rayos paralelos pasan a continuación por uno o más prismas, y finalmente se observan a través de un pequeño telescopio, o bien pueden ser interceptados por una placa fotográfica sobre la cual se formará una imagen. Si el haz de luz que pasa por la rendija proviene de un sólido incandescente o

Ya sea a partir de un cuerpo líquido o de un gas a alta presión, se observa que la banda o espectro coloreado contiene todos los colores indicados en la Placa XIII, sin ninguna interrupción entre ellos. Esto se conoce como espectro continuo. Pero si examinamos la luz proveniente de un gas a baja presión, lo cual se puede hacer colocando una pequeña cantidad de ese gas en un tubo de vidrio y haciendo que brille mediante una corriente eléctrica, descubrimos que no emite rayos de todos los colores, sino solo rayos de ciertos colores específicos que varían según el gas. Por lo tanto, el espectro de un gas consta de varias líneas luminosas separadas entre sí.

Cuando estudiamos la luz solar a través del prisma, observamos que el espectro no se extiende de forma completamente continua de un extremo al otro, sino que está cubierto por una multitud de líneas oscuras; solo unas pocas de ellas se muestran en la placa adjunta (Placa XIII). Estas líneas son una característica permanente del espectro solar. Son tan características de la luz solar como los propios colores producidos por el prisma, y están repletas de información interesante sobre el sol. Estas líneas son como los signos en los cuales está escrita la historia y la naturaleza del sol. Al observarlas a través de un instrumento adecuadamente potente, se pueden encontrar cientos e incluso miles de líneas oscuras que atraviesan el espectro solar. Tienen diferentes grados de intensidad y claridad; su distribución no parece seguir ninguna ley simple. En algunas partes del espectro hay pocas líneas; en otras regiones, están tan juntas que resulta difícil separarlas. En algunos lugares son exquisitamente finas y delicadas, y siempre logran despertar la admiración de todo aquel que observa este interesante espectáculo con un buen instrumento.

No puede haber mejor método para explicar el tema algo complicado del análisis de espectros que seguir los pasos de los descubrimientos originales que dieron una demostración clara de la importancia de las líneas oscuras “Fraunhofer”. Concentremos nuestra atención especialmente en esa línea del espectro solar marcada como d. Al observarla en el espectrómetro, se descubre que consta de dos líneas, muy delicadamente separadas por un intervalo diminuto; una de estas líneas es ligeramente más gruesa que la otra. Supongamos que, mientras nuestra atención está concentrada en estas líneas, la llama de un alcohol común…

Se debe colocar una lámpara coloreada con sal común delante del instrumento, de modo que el rayo de luz solar directa pase a través de la llama antes de entrar en el espectrómetro. El observador ve inmediatamente cómo las dos líneas conocidas como d se iluminan con una oscuridad y viveza considerablemente mayores, mientras que no hay ningún otro efecto perceptible en el espectro. Algunos intentos demuestran que esta intensificación de las líneas d se debe al vapor de sodio que surge de la sal al quemarse en la lámpara por la cual ha pasado la luz solar.

Es completamente imposible que esta maravillosa conexión entre el sodio y las líneas d del espectro sea meramente casual. Incluso si solo estuviera involucrada una sola línea, sería sumamente improbable que la coincidencia surgiera por azar; pero cuando descubrimos que el sodio afecta a ambas de las dos líneas cercanas que forman d, nuestra convicción de que debe existir alguna conexión profunda entre estas líneas y el sodio se convierte en certeza absoluta. Supongamos que se interrumpe la luz solar y que se excluye toda otra luz, salvo la que emana del vapor incandescente de sodio en la llama. Entonces, al mirar a través del espectrómetro, descubriremos que ya no obtenemos todos los colores del arcoíris; la luz del sodio se concentra en dos líneas amarillas brillantes, ocupando exactamente la posición que ocupaban las líneas oscuras d en el espectro solar, cuya oscuridad parecía intensificarse con la llama de sodio.

Debemos esforzarnos aquí por resolver lo que a primera vista podría parecer un paradojo. ¿Cómo es posible que, aunque la llama de sodio produzca dos líneas brillantes cuando se observa en ausencia de otra luz, en realidad parezca intensificar las dos líneas oscuras del espectro solar? La explicación de esto nos lleva de inmediato a la doctrina fundamental del análisis de espectros. Las llamadas líneas oscuras en el espectro solar solo son oscuras en contraste con la brillante iluminación del resto del espectro. En realidad, hay mucha luz solar contenida en las líneas oscuras, aunque no suficiente como para ser percibida cuando el ojo está deslumbrado por la brillantez circundante. Cuando interviene la llama de la lámpara cargada con sodio, emite cierta cantidad de luz que se localiza íntegramente en estas dos líneas. Hasta aquí, parecería que la influencia de la llama de sodio debería manifestarse en la disminución de la oscuridad de…

las líneas y haciéndolas menos conspicuas. De hecho, son mucho más conspicuas con la llama de sodio que sin ella. Esto se debe al hecho de que la llama de sodio posee la notable propiedad de interrumpir la luz solar que iba dirigida hacia esas líneas específicas; de modo que, aunque el sodio aporta algo de luz a las líneas, también intercepta una cantidad mucho mayor de la luz que de otro modo habría iluminado esas líneas, y por eso se vuelven más oscuras con la llama de sodio que sin ella.

Así llegamos a un principio notable, que ha llevado a la interpretación de las líneas oscuras en el espectro del sol. Descubrimos que cuando el vapor de sodio se calienta, emite luz de un tipo muy particular, la cual, al ser observada a través del prisma, se concentra en dos líneas. Pero el vapor de sodio también posee esta propiedad: la luz del sol puede pasar a través de él sin ninguna absorción perceptible, excepto de aquellos rayos que tienen las mismas características que las dos líneas en cuestión. En otras palabras, decimos que si el vapor calentado de una sustancia emite un espectro de líneas brillantes, correspondientes a luces de diversos tipos, este mismo vapor actuará como una pantalla opaca para las luces de esos tipos especiales, mientras permanece transparente a las luces de cualquier otro tipo.

Este principio es de tal importancia en la teoría del análisis de espectros que añadimos otro ejemplo. Tomemos el elemento hierro, el cual ilustra de manera muy llamativa la ley en cuestión. En el espectro solar se sabe que algunos cientos de líneas oscuras corresponden al espectro del hierro. Esta correspondencia se muestra de forma vívida cuando, mediante un dispositivo adecuado, se examina la luz de una chispa eléctrica proveniente de polos de hierro en el espectrómetro, uno al lado del otro con el espectro solar. Las líneas de hierro en el sol están en la misma posición que las líneas en el espectro del vapor de hierro incandescente. Pero el espectro del hierro, como aquí se describe, consta de líneas brillantes; mientras que aquellas con las que se compara en el sol son oscuras sobre un fondo brillante. Se pueden comprender completamente si suponemos que el vapor que surge del hierro intensamente calentado está presente en la atmósfera que rodea los estratos luminosos del sol. Este vapor absorbería o detendría exactamente los mismos rayos que emite cuando está incandescente, y así aprendemos

El hecho importante es que el hierro, al igual que el sodio, debe ser, de una forma u otra, un componente del Sol.

Ese es, en resumen, el célebre descubrimiento de los tiempos modernos que ha dado una explicación a las líneas oscuras del espectro solar. Se han examinado los espectros de un gran número de sustancias terrestres en comparación con el espectro solar, y así se ha establecido que muchos de los elementos conocidos en la Tierra están presentes en el Sol. Podemos mencionar el calcio, el hierro, el hidrógeno, el sodio, el carbono, el níquel, el magnesio, el cobalto, el aluminio, el cromo, el estroncio, el manganeso, el cobre, el zinc, el cadmio, la plata, el estaño, el plomo y el potasio. Algunos de los elementos de mayor importancia en la Tierra parecen estar ausentes en el Sol. Se pueden mencionar el azufre, el fósforo, el mercurio y el oro, entre los elementos que hasta ahora no han dado indicios de ser componentes solares.

También es posible que las líneas de una sustancia en la atmósfera solar sean tan brillantes que la luz del espectro continuo, sobre la cual se superponen, no sea capaz de “invertirlas”, es decir, de convertirlas en líneas oscuras. Sabemos, por ejemplo, que las líneas brillantes del vapor de sodio pueden volverse tan intensamente brillantes que el espectro de un cilindro de cal incandescente colocado detrás del vapor de sodio no logra invertir esas líneas. Si, entonces, hacemos que las líneas de sodio sean más tenues, podrían reducirse exactamente a la intensidad que predomina en esa parte del espectro de la luz de cal; en ese caso, por supuesto, no sería posible distinguir las líneas. La cuestión de qué elementos faltan realmente en el Sol debe, por lo tanto, al igual que muchas otras cuestiones relacionadas con nuestro gran astro, considerarse por el momento como abierta. Pronto veremos que de hecho se ha descubierto un elemento anteriormente desconocido gracias a una línea que lo representa en el espectro solar.

Regresemos ahora a las manchas solares y veamos qué puede enseñarnos el espectrómetro sobre su naturaleza. Colocamos un espectrómetro potente en el extremo óptico de un telescopio para concentrar tanta luz como sea posible en la rendija; esta última debe colocarse, por lo tanto, exactamente en el foco del objeto.

vidrio. Luego, el instrumento se dirige hacia un punto, de modo que su imagen cae sobre la rendija; la presencia de la parte oscura central llamada umbra se manifiesta como una franja oscura que atraviesa todo el espectro solar de un extremo al otro. Está delimitada por ambos lados por el espectro de la penumbra, que es mucho más brillante que el de la umbra, pero menos brillante que el de las regiones adyacentes del sol.

Del hecho de que el espectro se oscurezca, sabemos que existe una absorción considerable de luz en la umbra. Sin embargo, esta absorción no es de la clase que podría ser causada por la presencia de volúmenes de diminutas partículas sólidas o líquidas, como las que constituyen el humo o las nubes. Esto lo indica el hecho, descubierto por primera vez por Young en 1883, de que el espectro no se oscurece de manera uniforme, como ocurriría si la absorción fuera causada por partículas flotantes. Al examinar numerosas manchas grandes y tranquilas, observó que la parte verde central del espectro estaba atravesada por innumerables líneas finas y oscuras, que generalmente se tocaban entre sí, pero que aquí y allá estaban separadas por intervalos brillantes. Cada línea es más gruesa en el centro (que corresponde al centro de la mancha) y se estrecha hasta convertirse en un hilo fino en cada extremo; de hecho, la mayoría de estas líneas pueden seguirse a través del espectro de la penumbra y hasta llegar al de la superficie solar. Por lo tanto, parece que la absorción es causada por gases a una temperatura mucho más baja que la de los gases presentes fuera de la mancha.

En las partes rojas y amarillas del espectro de la mancha, que han sido estudiadas especialmente durante muchos años por Sir Norman Lockyer en el Observatorio de South Kensington, se encuentran detalles interesantes que confirman esta conclusión. Muchas de las líneas oscuras no son más gruesas ni más oscuras en la mancha que en el espectro solar normal, mientras que otras se vuelven mucho más gruesas en el espectro de la mancha, como las líneas de hierro, calcio y sodio. Las líneas de sodio a veces se ensanchan y además se invierten dos veces: es decir, sobre la línea oscura y gruesa se superpone una línea brillante. La misma peculiaridad se observa con frecuencia en las notables líneas de calcio h y k en el extremo violeta del espectro. Estos hechos indican la presencia de grandes masas de vapores de sodio y calcio sobre el núcleo. Las observaciones en

South Kensington también ha puesto de manifiesto otra peculiaridad interesante de los espectros de manchas. En el momento de la frecuencia mínima de las manchas, las líneas de hierro y otros elementos terrestres son las más pronunciadas entre las líneas más ensanchadas; en los máximos, estas casi desaparecen, y la ampliación solo se observa entre líneas de origen desconocido.

El espectrómetro nos ha proporcionado los medios para estudiar otras características interesantes del sol, que son tan tenues que, bajo la intensa luz solar, no pueden ser observadas fácilmente con un simple telescopio. Sin embargo, podemos verlas con bastante facilidad cuando el brillante cuerpo del sol queda oculto durante la rara ocurrencia de un eclipse total. Las condiciones necesarias para que ocurra un eclipse se analizarán más detalladamente en el próximo capítulo. Por ahora, basta con observar que, debido al movimiento de la luna, puede ocurrir que esta oculte por completo al sol, produciendo así en ciertas partes de la tierra lo que llamamos un eclipse total. Los pocos minutos que dura un eclipse total son de gran interés para los astrónomos. La oscuridad reina sobre el paisaje, y en esa oscuridad se presencian vistas raras y hermosas.

En la Fig. 19 tenemos un diagrama de un eclipse total, que muestra algunos de los objetos notables conocidos como protuberancias (a, b, c, d, e), las cuales se proyectan desde detrás del cuerpo oscuro de la Luna. Es fácil demostrar que no pertenecen a la Luna, sino que son apéndices solares de algún tipo. Aparecen primero en el borde oriental al inicio de la totalidad, según se muestra en la Fig. 19: protuberancias vistas durante un eclipse total. Las que se ven primero son gradualmente cubiertas más o menos por la Luna en su avance, mientras que otras asoman detrás del borde occidental de la Luna, hasta que termina la totalidad y vuelve a aparecer la luz solar, momento en el cual todas desaparecen al instante.

El primer eclipse total que ocurrió después de que el espectrómetro cayera en manos de los astrónomos fue en 1868. El 18 de agosto de ese año se pudo observar un eclipse total en la India. Varios observadores, equipados con espectrómetros, estaban atentos a las protuberancias y pudieron anunciar que su espectro consistía en líneas brillantes separadas, lo que demostraba así que esos objetos eran masas de gas incandescente. Al día siguiente, el ilustre astrónomo Janssen, uno de los observadores del eclipse, logró ver esas líneas bajo la luz solar normal, ya que ahora sabía exactamente dónde buscarlas. Muchos meses antes del eclipse, sir Norman Lockyer ya se estaba preparando para buscar las protuberancias, pues esperaba que diesen lugar a un espectro de líneas fácilmente visible.

Solo la luz ordinaria del sol podía ser suficientemente filtrada. Propuso lograr esto utilizando un espectrómetro de gran dispersión, el cual dispersaría considerablemente el espectro continuo y lo haría más tenue. El efecto de la gran dispersión en las líneas brillantes aisladas que esperaba ver sería únicamente ampliar los intervalos entre ellas, sin interferir con su brillo. El nuevo espectrómetro, que ordenó se construyera con este propósito, no se completó hasta unas semanas después de que terminara el eclipse, aunque antes de que las noticias del logro de Janssen llegaran a Europa desde la India. Cuando esas noticias llegaron, sir N. Lockyer ya había encontrado el espectro de las protuberancias invisibles en el borde del sol. Por lo tanto, el honor de la aplicación práctica de un método para observar las protuberancias solares sin la ayuda de un eclipse debe compartirse entre los dos astrónomos.

Cuando se dirige un espectrómetro hacia el borde del sol de modo que la rendija sea radial, se vuelven visibles ciertas líneas luminosas cortas que se encuentran exactamente en la prolongación de las líneas oscuras correspondientes en el espectro solar. Mediante un análisis adecuado de las circunstancias, se puede demostrar que los gases que forman las protuberancias también están presentes como una capa atmosférica relativamente poco profunda alrededor del gran cuerpo luminoso. Esta capa tiene unos cinco o seis mil millas de profundidad y se encuentra inmediatamente por encima de la densa capa de nubes luminosas que forma la superficie visible del sol y a la que llamamos fotosfera. El envoltorio gaseoso del cual surgen las protuberancias ha sido denominado cromosfera debido a las líneas coloreadas que aparecen en su espectro. Dichas líneas son muy numerosas, pero aquellas relacionadas con el hidrógeno predominan tanto que podemos decir que la cromosfera está compuesta principalmente por este elemento. Sin embargo, cabe señalar que el calcio y otro elemento también están siempre presentes, mientras que el hierro, el manganeso y el magnesio suelen ser visibles. El notable elemento, cuyo nombre aún no hemos mencionado, tiene una historia asombrosa.

Durante el eclipse de 1868 se observó una fina línea amarilla entre las líneas del espectro de la protuberancia, y al principio no fue algo inusual.

Se supuso que debía tratarse de la línea amarilla del sodio. Pero cuando se realizaron observaciones cuidadosas posteriormente, sin prisa y bajo plena luz solar, y se obtuvieron mediciones precisas, se observó de inmediato que esta línea no era idéntica a ninguna de las componentes de la doble línea del sodio. La nueva línea estaba, sin duda, muy cerca de las líneas del sodio, pero ligeramente hacia la parte verde del espectro. También se notó que, en general, no había ninguna línea correspondiente entre las líneas oscuras del espectro solar ordinario, aunque de vez en cuando se detectaba una línea oscura muy tenue, especialmente cerca de una mancha solar. Sir Norman Lockyer y Sir Edward Frankland demostraron que esto no era producido por ningún elemento terrestre conocido. Por lo tanto, se supuso que era causado por algún cuerpo hasta entonces desconocido al que se le dio el nombre de helio, o elemento solar. Poco a poco se identificaron unas doce líneas menos conspicuas en el espectro de las protuberancias y la cromosfera, las cuales también parecían ser causadas por este mismo misterioso helio. Estas mismas líneas notables también han sido detectadas en los últimos años en los espectros de diversas estrellas.

Este gas, conocido desde hacía tiempo en el cielo, finalmente fue detectado en la Tierra. En abril de 1895, el profesor Ramsay, quien junto con Lord Rayleigh había descubierto el nuevo elemento argón, detectó la presencia de la famosa línea del helio en el espectro del gas liberado al calentar el raro mineral conocido como cleveita, encontrado en Noruega. Así, este elemento, cuya existencia se había detectado por primera vez en el Sol, a noventa y tres millones de millas de distancia, finalmente se demostró que también era un elemento terrestre.

Cuando Runge anunció que la línea principal en el espectro del helio terrestre tenía una línea compañera muy tenue y muy cercana en el lado rojizo, al principio pareció surgir alguna duda sobre la identidad del nuevo gas terrestre descubierto por Ramsay con el helio de la cromosfera. La línea del helio de esta última nunca se había observado como doble. Sin embargo, posteriormente varios observadores equipados con instrumentos muy potentes descubrieron que la famosa línea de la cromosfera realmente tenía una línea compañera muy tenue. De este modo, se estableció la identidad entre el helio celestial y el gas encontrado en nuestro planeta de la manera más

De manera notable. Ciertas circunstancias parecen indicar que el nuevo gas podría ser una mezcla de dos gases de densidades diferentes, pero hasta el momento no se ha demostrado que sea así.

Después de que se descubrió la posibilidad de observar los espectros de las protuberancias sin esperar a un eclipse, Sir W. Huggins, en una observación realizada el 13 de febrero de 1869, aplicó con éxito un método para ver los propios objetos solares notables y no solo sus espectros, bajo luz solar plena. Basta con ajustar el espectrómetro de modo que una de las líneas más brillantes —por ejemplo, la línea roja del hidrógeno— quede en el centro del campo del telescopio de observación, y luego abrir ampliamente la rendija del espectrómetro. Entonces se mostrará una imagen roja de la protuberancia en lugar de la simple línea. De hecho, cuando la rendija se abre ampliamente, los prismas producen una serie de imágenes separadas de la protuberancia que se está observando, una para cada tipo de luz que emite el objeto.

Hemos hablado del espectrómetro como algo que depende de la acción de prismas de vidrio. Queda añadir que en la categoría más avanzada de espectrómetros, los prismas son reemplazados por rejillas dentadas a partir de las cuales la luz es reflejada. El efecto de estas rejillas es producir, mediante lo que se conoce como difracción, la división necesaria del haz de luz en sus partes constituyentes.

PLACA IV.

PROMINENCIAS SOLARES.
(Dibujado por Trouvelot en el Harvard College, Cambridge, EE. UU., en 1872.)

Ciertamente majestuosas son las proporciones de algunas de esas poderosas prominencias que se elevan desde la superficie luminosa; sin embargo, parpadean, al igual que nuestras llamas terrestres, cuando se les permite un tiempo comparable a sus gigantescas dimensiones. Dibujos de la misma prominencia realizados a intervalos de unas pocas horas, o incluso menos, suelen mostrar grandes cambios. La magnitud de los desplazamientos observados a veces alcanza muchos miles de millas, y la velocidad real con la que se mueven tales masas frecuentemente supera las 100 millas por segundo. Aún más violentas son las convulsiones cuando, desde la superficie de la cromosfera, como si fuera un enorme horno, se proyectan hacia arriba enormes masas incandescentes de gas. La lámina IV muestra una serie de prominencias vistas por Trouvelot en el Observatorio del Harvard College, Cambridge, EE. UU. Trouvelot ha logrado mostrar en las diferentes imágenes la maravillosa variedad de aspecto que adoptan estos objetos. Las dimensiones de las prominencias pueden deducirse de la escala adjunta a la lámina. La más grande de las que se muestran aquí tiene una altura de 80,000 millas; y observadores fiables han registrado prominencias de una altitud aún mucho mayor. Los rápidos cambios que a veces experimentan estos objetos están bien ilustrados en los dos bocetos a la izquierda de la línea inferior, que fueron dibujados el 27 de abril de 1872. Ambos son dibujos de la misma prominencia tomados a un intervalo no mayor de veinte minutos. Esta poderosa llama es tan vasta que su longitud es diez veces mayor que el diámetro de la Tierra; sin embargo, en este breve período ha cambiado completamente su aspecto: la parte superior de la llama, de hecho, se ha separado y ahora se muestra en esa parte del dibujo entre las dos figuras de la línea superior. La misma lámina también muestra varios ejemplos de esos notables objetos en forma de espiga, tomados, no obstante, en diferentes momentos y en distintas partes del sol. Estas espigas alcanzan altitudes generalmente no mayores a 20,000 millas, aunque a veces se elevan a distancias asombrosas.

Podemos mencionar un objeto especial de este tipo, cuya notable historia ha sido registrada por el profesor Young. El 7 de octubre de 1880, una

Se observó una protuberancia alrededor de las 10:30 de la mañana en el borde sureste del sol. En ese momento se encontraba a unos 40,000 millas de altura y no atrajo especial atención. Media hora después tuvo lugar una transformación maravillosa: durante ese breve intervalo, la protuberancia se volvió muy brillante y duplicó su longitud. Durante otra hora, esa llama poderosa siguió elevándose, hasta alcanzar una altitud sin precedentes de 350,000 millas, una distancia que representa más de un tercio del diámetro del propio sol. En este punto culminante, la energía de esa erupción pareció agotarse finalmente: la llama se dividió en fragmentos, y para las 12:30 —un intervalo de solo dos horas desde que se la observó por primera vez— el fenómeno había desaparecido por completo.

Sin duda, esta erupción en particular fue excepcional por su intensidad y por la magnitud de los cambios que provocó. La velocidad de ascenso debió ser de al menos 200,000 millas por hora, o, dicho de otra manera, más de cincuenta millas por segundo. Esa llama poderosa salió del sol a una velocidad más de 100 veces mayor que la de la bala más rápida jamás disparada desde un rifle.

Las protuberancias pueden dividirse, en general, en dos categorías. Primero están aquellas que son relativamente tranquilas y, en su forma, se asemejan algo a las nubes que flotan en la atmósfera terrestre. La segunda categoría de protuberancias puede describirse mejor como eruptivas; de hecho, son expulsadas desde la cromosfera como gigantescos chorros de material incandescente. Estas dos categorías de objetos difieren no solo en su apariencia, sino también en los gases de los que están compuestas. Las protuberancias similares a nubes están formadas principalmente por hidrógeno, con helio y calcio, mientras que en las descargas eruptivas están presentes muchos metales. Estas últimas nunca se observan cerca de los polos del sol, sino generalmente cerca de manchas solares, lo que confirma la conclusión de que dichas manchas están relacionadas con perturbaciones violentas en la superficie del sol. Cuando una mancha llega al borde del sol, con frecuencia se encuentra rodeada de protuberancias. Incluso en algunos casos ha sido posible detectar potentes erupciones gaseosas en las cercanías de una mancha, ya que el espectróscopo las hace visibles.

El fondo de la superficie solar, al igual que las protuberancias, se observan en el borde contra el fondo del cielo.

Para fotografiar una protuberancia, por supuesto, debemos sustituir el ojo del observador por una placa fotográfica. Sin embargo, debido a la dificultad de evitar que la tenue luz de la protuberancia sea superada por luz externa, la fotografía de estos cuerpos no fue muy exitosa hasta que el profesor Hale, de Chicago, diseñó su espectroheliógrafo. En este instrumento hay (además de la ranura habitual a través de la cual la luz cae sobre los prismas o rejillas) una segunda ranura justo delante de la placa fotográfica, a través de la cual se permite que pase la luz de una longitud de onda determinada, excluyendo todo lo demás. La luz elegida para producir la imagen de las protuberancias es aquella emitida en la notable “línea k”, debida al calcio. Esta se encuentra en el extremo del violeta. La luz de esa parte del espectro, aunque es invisible para el ojo, es mucho más activa desde el punto de vista fotográfico que la luz de las partes rojas, amarillas o verdes del espectro. La ranura frontal se ajusta de modo que la línea k caiga sobre la segunda ranura, y a medida que la ranura frontal se desplaza lentamente sobre toda una protuberancia, la segunda ranura sigue su ritmo gracias a un mecanismo automático.

Si la imagen del disco solar se oculta con una pantalla del tamaño adecuado, las ranuras pueden desplazarse sobre todo el sol, permitiéndonos así obtener, en una sola exposición, una imagen del anillo cromosférico alrededor del borde del sol junto con sus protuberancias. Ahora se puede retirar la pantalla y hacer que las ranuras se desplacen rápidamente sobre el propio disco. Estas revelan la existencia de vapores de calcio incandescentes en muchas partes de la superficie del sol. De este modo obtenemos una imagen impresionante del sol, capturada con esta luz específica. De esta manera, el profesor Hale confirmó la observación hecha mucho antes por el profesor Young, de que los espectros de las faculas siempre muestran las dos grandes bandas de calcio.

La velocidad con la que una protuberancia se eleva desde el borde del sol puede, por supuesto, medirse directamente mediante observaciones de la luz ordinaria.

con un micrómetro. Sin embargo, el espectroscopio nos permite estimar la velocidad con la que las perturbaciones en la superficie del sol se desplazan en dirección a la Tierra o desde ella. Podemos medir esta velocidad observando el comportamiento peculiar de las líneas espectrales que representan las masas en rápido movimiento. Esto abre una línea de investigación notable con aplicaciones importantes en muchos campos de la astronomía.

Por supuesto, ahora se entiende en general que la sensación de luz es causada por ondas o fluctuaciones que impactan en la retina del ojo después de haber sido transmitidas a través de ese medio al que llamamos éter. A los diferentes colores corresponden diferentes longitudes de onda; es decir, diferentes distancias entre dos ondas sucesivas. Un haz de luz blanca está formado por la unión de innumerables ondas diferentes cuyas longitudes tienen casi todos los valores posibles dentro de ciertos límites. La longitud de onda de la luz roja es tal que hay 33.000 ondas por pulgada, mientras que la de la luz violeta es apenas algo más de la mitad que la de la luz roja. La posición de una línea en el espectro depende únicamente de la longitud de onda de la luz a la que se debe. Supongamos que la fuente de luz se acerca directamente hacia el observador; obviamente, las ondas se suceden con mayor frecuencia que si la fuente estuviera en reposo, y el número de fluctuaciones que su ojo recibe en un segundo debe aumentar proporcionalmente. Así, la distancia entre dos ondas sucesivas de éter disminuirá muy ligeramente. Un fenómeno bien conocido de carácter similar es el cambio de tono del silbato de una locomotora al pasar rápidamente. Esto es especialmente notable si el observador se encuentra en un tren que se mueve rápidamente en dirección opuesta. En el caso del sonido, por supuesto, las vibraciones u ondas tienen lugar en el aire y no en el éter. Pero el efecto del movimiento hacia o desde el observador es estrictamente análogo en ambos casos. Como, sin embargo, la luz viaja a 186.000 millas por segundo, la fuente de luz también tendrá que moverse a una velocidad muy alta para producir incluso el más pequeño cambio perceptible en la posición de una línea espectral.

Ya hemos visto que velocidades enormemente altas no son en absoluto infrecuentes en algunas de estas poderosas perturbaciones en el sol; en consecuencia,

Cuando examinamos el espectro de una mancha solar, a menudo vemos que algunas de las líneas se desplazan un poco hacia un extremo del espectro y, a veces, hacia el otro; en otros casos, las líneas aparecen distorsionadas o retorcidas de la manera más fantástica, lo que indica perturbaciones locales muy intensas. Si la mancha se encuentra cerca del centro del disco solar, los gases deben estar ascendiendo o descendiendo para producir estos cambios en las líneas. Las velocidades indicadas en observaciones de este tipo a veces alcanzan hasta doscientos o incluso trescientos millas por segundo. Nos resulta difícil concebir las enormes presiones internas necesarias para impulsar tales masas masivas de gases hacia arriba desde la fotosfera a velocidades tan increíbles, o las condiciones que provocan el descenso de tales masas gigantescas de vapor desde arriba. En los espectros de las protuberancias en el borde del sol también vemos con frecuencia que las líneas brillantes están dobladas o desplazadas hacia un lado. En tales casos, lo que observamos es evidentemente causado por movimientos a lo largo de la superficie de la cromosfera, que transportan materiales hacia nosotros o lejos de nosotros.

Una aplicación interesante de este hermoso método para medir la velocidad de los cuerpos en movimiento se ha utilizado en varios intentos por determinar el período de rotación del sol mediante espectroscopia. A medida que el sol gira sobre su eje, un punto en el borde oriental se mueve hacia el observador y un punto en el borde occidental se aleja de él. En cada caso, la velocidad es de algo más de una milla por segundo. En el borde oriental, las líneas del espectro solar se desplazan ligeramente hacia el extremo violeta del espectro, mientras que las líneas del espectro del borde occidental se desplazan igualmente hacia el extremo rojo. Mediante un ingenioso dispositivo óptico, es posible colocar los espectros de los dos bordes uno al lado del otro, lo que duplica el desplazamiento aparente y, por lo tanto, facilita mucho más su medición. Incluso con este dispositivo, las cantidades visuales que hay que medir siguen siendo extremadamente pequeñas. Todas las partes del instrumento deben ajustarse con la mayor precisión, y las observaciones son en consecuencia muy delicadas. Diversos observadores han intentado llevarlas a cabo. Entre las investigaciones más exitosas de este tipo podemos mencionar la del astrónomo sueco.

Dunér, al dirigir su instrumento hacia varios puntos de la extremidad, encontró valores que estaban en buena concordancia con la peculiar ley de rotación que se ha deducido del movimiento de las manchas solares. Este resultado es especialmente interesante, ya que demuestra que las capas atmosféricas en las que tiene lugar esa absorción que produce las líneas oscuras en el espectro, participan en el movimiento de la fotosfera en la misma latitud.

Fig. 20.—Vista de la corona (y un cometa) durante un eclipse total.

PLATO V.
ECLIPSE SOLAR TOTAL, 29 DE JULIO DE 1878.

LA CORONA DE LAS FOTOGRAFÍAS.
(HARKNESS.)

Todavía no hemos mencionado otro fenómeno sorprendente que se encuentra entre las principales atracciones para los observadores de los eclipses totales, y que hasta ahora no ha sido posible ver a plena luz del día. Se trata de la corona o aureola de luz que de repente se ve rodeando al sol durante un eclipse, cuando la luna ha cubierto por completo el último vestigio en forma de media luna del sol. Una idea general de la apariencia de la corona se muestra en la Fig. 20, y además presentamos en la Placa V el dibujo de la corona realizado por el profesor Harkness a partir de una comparación de un gran número de fotografías obtenidas en diferentes lugares de los Estados Unidos durante el eclipse total del 29 de julio de 1878. En la Fig. 21, gracias a la amabilidad del señor y la señora Maunder, podemos reproducir la notable fotografía de la corona que ellos obtuvieron en la India durante el eclipse del 22 de enero de 1898.

Fig. 21.—Vista de la corona durante el eclipse del 22 de enero de 1898
(Reproducida con amable permiso del señor y la señora Maunder y de los propietarios de “Knowledge.”)

La parte de la corona más cercana al sol es muy brillante, aunque no tan deslumbrante como las protuberancias, las cuales (como dice el profesor Young) resplandecen a través de ella como carbunclos. Esta parte interior suele tener un contorno bastante regular, formando un anillo blanco de aproximadamente una décima parte del diámetro solar de ancho. La

Las partes exteriores de la corona suelen ser muy irregulares y muy extensas. A menudo están interrumpidas por estrechas “fisuras” o bandas oscuras estrechas que se extienden desde el borde del sol a través de toda la corona. Por otro lado, también hay a veces estrechas columnas brillantes, inclinadas en diversos ángulos con respecto al borde del sol y no rara vez curvadas. En los eclipses de 1867, 1878 y 1889, todos ellos ocurridos en períodos de mínimo de manchas solares, la corona mostró largas y tenues columnas casi en la dirección del ecuador solar, y cortas pero distintas manchas de luz cerca de los polos. En los eclipses de 1870, 1882 y 1893, cerca de los máximos de manchas solares, la corona era más regularmente circular y se desarrollaba principalmente sobre las zonas de manchas. Aquí tenemos otra prueba (si fuera necesaria) de la estrecha conexión entre la periodicidad de las manchas y el desarrollo de todos los demás fenómenos solares.

En el espectro de la corona existe una línea misteriosa en el verde, cuyo origen no se conoce con certeza en la actualidad. Se observa mejor durante los eclipses que ocurren cerca del tiempo de máximo de manchas solares. En el espectro solar ordinario aparece como una línea muy delgada y oscura, que generalmente permanece intacta incluso cuando las líneas de hidrógeno y otras sustancias se distorsionan debido a la violenta corriente de elementos perturbados. La línea siempre está presente entre las líneas brillantes del espectro de la cromosfera. Además de ella, la corona muestra algunas otras líneas brillantes, que sin duda pertenecen al mismo elemento desconocido (“coronio”), así como un espectro continuo tenue, en el cual a veces se han detectado incluso algunas de las líneas oscuras más prominentes del espectro solar. Esto demuestra que, además del gas incandescente (representado por las líneas brillantes), la corona también contiene una gran cantidad de materia similar al polvo o a la niebla, cuyas partículas diminutas son capaces de reflejar la luz solar y así producir un espectro continuo débil. Esta materia parece constituir el componente principal de los largos rayos y columnas coronales, ya que estos últimos no son visibles en las imágenes separadas de la corona que aparecen en lugar de las líneas brillantes cuando se observa o fotografa la corona durante un eclipse, en un espectróscopo sin rendija. Si los largos rayos estuvieran compuestos por el gas o gases que constituyen la corona interior, es evidente que ellos…

deberían aparecer en estas imágenes separadas. En cuanto a la naturaleza de las fuerzas que están continuamente expulsando estas colas enormemente largas, por el momento disponemos de poca información. Sin embargo, es cierto que la extensa envoltura atmosférica alrededor del sol, que se manifiesta como la corona interior, debe estar extremadamente atenuada. Se ha sabido en varias ocasiones que los cometas atraviesan esta atmósfera coronal sin mostrar la más mínima disminución apreciable en su velocidad debido a la resistencia a la que estaban expuestos.

Hemos acumulado mediante observación una gran cantidad de datos sobre el sol, pero cuando intentamos extraer de estos datos conclusiones acerca de la constitución física de ese gran cuerpo, no se puede negar que las dificultades parecen ser realmente muy grandes. Observamos que las principales autoridades difieren considerablemente en las opiniones que tienen sobre su naturaleza. Aquí expondremos las conclusiones principales sobre las cuales hay poca o ninguna controversia.

Veremos en un capítulo posterior que los astrónomos han podido determinar las densidades relativas de los cuerpos del sistema solar; en otras palabras, han encontrado la relación entre las cantidades de materia contenidas en un volumen igual de cada uno de ellos. De este modo se ha comprobado que la densidad media del sol es aproximadamente una cuarta parte de la de la tierra. Si comparamos el peso del sol con el de una esfera de agua de igual tamaño, descubrimos que el astro sería apenas una vez y media más pesado que el agua. Por supuesto, la masa real del sol es muy enorme; es no menos de 330,000 veces mayor que la de la tierra. El propio material solar es, sin embargo, relativamente ligero, de modo que el sol es cuatro veces más grande de lo que tendría que ser si, manteniéndose su peso constante, su densidad fuera igual a la de la tierra. Teniendo en cuenta esta ligereza del sol, así como la temperatura extremadamente alta que sabemos que reina allí, no parece posible otra conclusión que la de que el cuerpo del sol debe encontrarse en estado gaseoso. Las condiciones bajo las cuales tales gases existen en el sol son, sin duda, completamente diferentes de las que conocemos en la tierra. En la superficie del sol, la fuerza de gravedad es más de veinte-

Siete veces mayor que en la Tierra. Una persona que en la Tierra pudiera levantar veintisiete piezas de metal iguales, si fuera trasladada al Sol, solo podría levantar una pieza a la vez. La presión de los gases debajo de la superficie debe ser, por lo tanto, muy grande, y se podría suponer que estos se licuarían como consecuencia. Sin embargo, Andrews descubrió que mientras un gas se mantenga a una temperatura superior a un punto determinado, conocido como “temperatura crítica” (que es diferente para diferentes gases), el gas no se convertirá en líquido, por grande que sea la presión a la que esté sometido. La temperatura en el Sol no puede ser inferior a las temperaturas críticas de los gases que allí existen; por lo que parece que incluso la enorme presión apenas puede reducir los gases en esta gran luminaria a estado líquido.

Del interior del Sol, por supuesto, podemos esperar saber poco o nada. Lo que observamos es la capa superficial, la llamada fotosfera, en la cual el frío del espacio provoca la condensación de los gases en esas nubes luminosas que vemos en nuestros dibujos y fotografías como “granos de arroz” o “hojas de sauce”. El Dr. Johnstone Stoney (y posteriormente el profesor Hastings, de Baltimore) sugirieron que estas nubes luminosas están compuestas principalmente por carbono, junto con elementos relacionados como silicio y boro, cuyos puntos de ebullición son mucho más altos que los de otros elementos que podrían considerarse propensos a formar las nubes fotosféricas. El bajo peso atómico del carbono también debe tener como efecto dar a las moléculas de este elemento una velocidad muy alta, lo que les permite llegar a las regiones superiores, donde la temperatura ha disminuido tanto que el vapor se enfría y se convierte en nube. Una consecuencia necesaria del rápido enfriamiento de estas nubes, y de la radiación de calor a gran escala que esto conlleva, sería la formación de algo que podríamos describir como humo, el cual se asienta gradualmente entre las nubes (haciendo que estas zonas parezcan más oscuras) hasta que se vuelve a volatilizar al alcanzar un nivel de mayor calor debajo de las nubes. Este mismo humo es probablemente la causa del hecho bien conocido de que el borde solar es considerablemente más tenue que el centro del disco. Esto parece deberse a

La mayor absorción se debe a la mayor distancia que tiene que recorrer un rayo de luz proveniente de una zona cercana al borde del Sol a través de esta capa de humo antes de llegar a la Tierra. Se demuestra que esta absorción no puede atribuirse a una atmósfera gaseosa, ya que esto tendría como efecto la aparición de más líneas de absorción oscura en el espectro. Por lo tanto, habría una diferencia marcada entre el espectro solar proveniente de una zona cercana al centro del disco y el espectro proveniente de una zona cercana al borde. Sin embargo, no observamos que sea así.

En cuanto a la naturaleza de las manchas solares, la idea planteada inicialmente por Secchi y Lockyer, de que representan descensos de vapores más fríos hacia la fotosfera (o hacia su superficie), parece ser, en general, la que mejor se ajusta a los fenómenos observados. Ya hemos mencionado que las manchas suelen ir acompañadas de faculas y protuberancias eruptivas en sus inmediaciones, pero si estas erupciones son causadas por el descenso de los vapores que hacen que la materia de la fotosfera “salte” hacia arriba en esa zona, o si las erupciones ocurren primero y, al disminuir la presión ascendente desde abajo, crean un “pozo” en el cual descienden los vapores más fríos que se encuentran por encima, son cuestiones sobre las cuales todavía existen opiniones muy divididas.

Un apéndice notable del Sol, que se extiende a una distancia mucho mayor que la de la corona, es el responsable del fenómeno de la luz zodiacal. A veces, en primavera, se puede observar un brillo perlado que se extiende por una parte del cielo, cerca del punto donde el Sol ha desaparecido tras el atardecer. Este mismo espectáculo también puede verse antes del amanecer en otoño. Parece que el material que produce la luz zodiacal, sea lo que sea, tiene una forma similar a una lente, con el Sol en su centro. La naturaleza de este objeto sigue siendo incierta, pero probablemente esté compuesto por algún tipo de polvo, ya que su débil espectro es de tipo continuo. Una imagen de la luz zodiacal se muestra en la Figura 22.

En todas direcciones, el Sol derrama, con una generosidad extraordinaria, sus torrentes de luz y calor. La Tierra solo puede capturar una fracción ínfima, menos de la 2.000.000.000ª parte del total. Nuestros otros planetas y…

La luna también interceta una pequeña cantidad de agua; pero ¡cuán diminuta es la parte de esa enorme masa de agua que pueden utilizar! El sorbo que toma una golondrina en vuelo de un río está tan lejos de agotar las aguas del río como lo están los planetas de consumir todo el calor que emana del sol.

Los cálidos rayos del sol proporcionan la energía mágica que permite que el maíz crezca y madure. Es el calor del sol el que eleva el agua del océano en forma de vapor, y luego hace que ese vapor caiga como lluvia para regar la tierra y llenar los ríos que llevan nuestros barcos hasta el océano. Es el calor del sol que actúa sobre los grandes continentes el que genera las brisas y vientos que hacen navegar nuestras embarcaciones a través de las profundidades; y cuando, en una tarde de invierno, nos reunimos alrededor del fuego y sentimos sus rayos revitalizantes, en realidad estamos disfrutando de rayos solares que ya iluminaron la tierra hace incontables eras. El calor de esos antiguos rayos solares dio origen a la exuberante vegetación de la época del carbón, y ese calor permaneció dormido en forma de carbón durante millones de años, hasta que ahora lo volvemos a poner en actividad. Es la energía del sol almacenada en el carbón la que impulsa a nuestras máquinas de vapor. Es la luz del sol almacenada en el carbón la que emana de cada lámpara de gas en nuestras ciudades.

Por la capacidad de vivir y movernos, por la abundancia que nos rodea, por la belleza con la que está adornada la naturaleza, estamos en deuda inmediata con un cuerpo entre los innumerables cuerpos del espacio, y ese cuerpo es el sol.

Fig. 22.—La Luz Zodiacal en 1874.

CAPÍTULO III.
LA LUNA.

La Luna y las mareas—El uso de la Luna en la navegación—Los cambios de la Luna—
La Luna y los poetas—¿De dónde proviene la luz de la Luna?—Tamaños de la Tierra y de la Luna—Peso de la Luna—Cambios en su tamaño aparente—Variaciones en su distancia—Influencia de la Tierra en la Luna—El camino de la Luna—Explicación de las fases de la Luna—Eclipses lunares—Eclipses solares, cómo se producen—Visibilidad de la Luna durante un eclipse total—Cómo se predicen los eclipses—Usos de la Luna para determinar la longitud—La Luna no está relacionada con el clima—Topografía de la Luna—Dibujo de Triesnecker hecho por Nasmyth—Volcanes en la Luna—Cráteres lunares normales—Platón—Las sombras de las montañas lunares—El micrómetro—Alturas lunares—Actividad pasada en la Luna—Visión de Nasmyth sobre la formación de los cráteres—Gravedad en la Luna—Tamaños variables de los cráteres lunares—Otras características de la Luna—¿Existe vida en la Luna?—Ausencia de agua y de aire—Teoría del Dr. Stoney—Explicación del carácter accidentado del paisaje lunar—Posibilidad de vida en cuerpos celestes distantes en el espacio.

Si la Luna desapareciera de repente, nos enteraríamos inmediatamente de ello gracias a los lamentos que llegarían desde todos los puertos del reino. Desde Londres y Liverpool escucharíamos lo mismo: la subida y bajada de las mareas habría cesado casi por completo. Los barcos atracados no podrían salir; los barcos en alta mar no podrían entrar; y el comercio marítimo mundial quedaría sumido en una confusión terrible.

La Luna es el agente principal que causa la marea diaria, y esta es la función más importante que debe desempeñar nuestro satélite. Las flotas de barcos pesqueros de las costas ajustan sus movimientos diarios según las mareas, y en gran medida deben su capacidad para entrar y salir de los puertos a la Luna. Los marineros experimentados nos aseguran que las mareas son de gran utilidad para la navegación. La cuestión de cómo la Luna provoca las mareas se dejará para un capítulo futuro, en el cual también describiremos el papel sorprendente que parece haber desempeñado la marea en la historia temprana de nuestra Tierra.

¿Quién no ha observado, con admiración, la hermosa serie de cambios por los que pasa la luna cada mes? Primero la vemos como una exquisita media luna de luz pálida en el cielo occidental después del atardecer. Si la noche es clara, el resto de la luna es visible dentro de la media luna, iluminándose débilmente por la luz reflejada desde nuestra propia Tierra. Noche tras noche se desplaza cada vez más hacia el este, hasta que alcanza su fase llena y sale alrededor de la misma hora en que se pone el sol. A partir de la fase llena, el disco luminoso comienza a disminuir hasta llegar a la cuarta creciente. Entonces es cuando la luna se ve alta en el cielo por la mañana. A medida que pasan los días, vuelve a adoptar forma de media luna. La media luna se va haciendo cada vez más delgada a medida que el satélite se acerca al sol. Finalmente se pierde en la luz abrumadora del sol, para volver a aparecer como luna nueva y volver a atravesar el mismo ciclo de cambios.

El brillo de la luna proviene únicamente de la luz del sol, que incide sobre la sustancia no autoluminosa de la luna. De la enorme cantidad de luz que el sol derrama con tanta generosidad en el espacio, el cuerpo oscuro de la luna intercepta una pequeña parte, y de esa pequeña parte refleja una fracción mínima para iluminar la Tierra. La luna emite tanta luz y parece tan brillante que, por las noches, a menudo es difícil recordar que la luna no tiene luz propia, salvo la que recibe del sol. No obstante, la superficie real de la luna llena más brillante quizá no sea mucho más brillante que las calles de Londres en un día claro y soleado. Una observación muy sencilla basta para demostrar que la luz de la luna es solo luz solar. Mire alguna mañana la luna a la luz del día y comparela con las nubes. El brillo de la luna y el de las nubes son directamente comparables, y entonces se puede comprender fácilmente cómo el sol, que ilumina las nubes, también ha iluminado a la luna. Se ha intentado hacer una estimación comparativa del brillo del sol y de la luna llena. Si 600.000 lunas llenas brillaran al mismo tiempo, su brillo conjunto sería igual al del sol.

La hermosa luna en forma de media luna ha servido de tema para muchos poetas. De hecho, si nos atrevemos a decirlo, parece que algunos poetas han olvidado que la luna no se ve todas las noches. Una descripción poética

La caída de la tarde está casi siempre asociada con la aparición de la luna en alguna fase u otra. Podemos citar un ejemplo notable en el que un poeta, al describir un evento histórico, plasmó en versos exquisitos una afirmación que no puede ser cierta. Cualquier niño que hable nuestro idioma ha aprendido que el entierro de Sir John Moore tuvo lugar “bajo la luz brumosa de los haces de luna que luchaban por hacerse visibles”. En esta afirmación parece haber detalles que aparentan ser verdaderos. No tenemos motivos para dudar de que la noche estuviera brumosa, ni de que los haces de luna tuvieran que esforzarse por ser visibles; la cuestión es mucho más fundamental. No sabemos quién fue el primero en plantear si realmente había luna en ese memorable acontecimiento o no; pero una vez planteada la pregunta, el Almanaque Náutico ofrece de inmediato una respuesta. Según él, la luna estaba nueva a la una de la madrugada del día de la batalla de Coruña (16 de enero de 1809). La balada implica claramente que el funeral tuvo lugar la noche siguiente a la batalla. Por lo tanto, podemos estar seguros de que la luna difícilmente podía tener un día de edad cuando el héroe fue sepultado. Pero en tal caso, la luna es prácticamente invisible y no emite haces de luz perceptibles, ya sea bajo bruma o de cualquier otra forma. De hecho, si el funeral tuvo lugar “en plena noche”, como afirma el poeta, entonces la luna debía estar muy por debajo del horizonte en ese momento.[6] Al referirse a este y a casos similares, el señor Nasmyth da un consejo a los autores o artistas que desean incluir a la luna en una escena sin saber, en realidad, si nuestro satélite estaba presente. Les recomienda seguir el ejemplo de Bottom en Sueños de una noche de verano y consultar “un calendario, ¡un calendario! Busca en el almanaque; averigua si hay luz de luna”. Entre la innumerable multitud de cuerpos celestes —el sol, la luna, los planetas y las estrellas—, nuestro satélite goza de un privilegio especial entre nosotros.

Atención. La luna es nuestro vecino permanente más cercano. Es posible que, ocasionalmente, un cometa se acerque a la Tierra más de lo que lo hace la luna, pero, con esta excepción, los demás cuerpos celestes están todos cientos o miles, o incluso millones, de veces más lejos de nosotros que la luna.

También cabe señalar que la luna es uno de los objetos visibles más pequeños que existen en el cielo. Cada una de las miles de estrellas que se pueden ver a simple vista es enormemente más grande que nuestro satélite. El brillo y las aparentes proporciones enormes de la luna se deben al hecho de que está a solo 240,000 millas de distancia, lo cual es una distancia casi inmensamente pequeña en comparación con las distancias entre la Tierra y las estrellas.

La Figura 23 muestra los tamaños relativos de la Tierra y su acompañante. El globo pequeño representa a la luna, mientras que el globo más grande representa a la Tierra. Al medir los diámetros reales de estos dos globos, descubrimos que el de la Tierra es de 7,918 millas y el de la luna de 2,160 millas; por lo tanto, el diámetro de la Tierra es casi cuatro veces mayor que el del satélite lunar. Si la Tierra se dividiera en cincuenta piezas de tamaño igual, entonces una de estas piezas, al ser moldeada en forma de globo, tendría el mismo tamaño que la luna. La superficie de la luna equivale a aproximadamente un treceavo de la superficie de la Tierra.

El hemisferio del que proviene nuestro vecino y que está orientado hacia nosotros presenta una superficie equivalente a aproximadamente una veintiséptima parte de la superficie de la Tierra. Esto, hablando de forma aproximada, es casi el doble de la extensión real del continente europeo. Sin embargo, los materiales promedio de la Tierra son mucho más densos que los que se encuentran en la Luna. Se necesitarían más de ochenta esferas, cada una tan pesada como la Luna, para equilibrar el peso de la Tierra.

Entre los cambios que nos presenta la Luna, hay un hecho evidente que destaca por encima de los demás. Ya sea que nuestro satélite esté en fase nueva o llena, en primer cuarto o último cuarto, ya sea que se encuentre alta en el cielo o baja cerca del horizonte, ya sea que esté en proceso de eclipse por parte del Sol, o bien que sea el propio Sol el que esté siendo eclipsado por la Luna, el tamaño aparente de esta última permanece prácticamente constante. Podemos expresar esto numéricamente: una esfera con un diámetro de un pie, a una distancia de 111 pies del observador, sería suficiente para ocultar el disco lunar en circunstancias normales; sin embargo, en ocasiones sería necesario acercarla a una distancia de solo 103 pies, o en otras ocasiones alejarla hasta 118 pies, para que el Luna quede completamente oculta. No es común que la Luna se acerque a ninguno de sus extremos de posición, por lo que la distancia desde los ojos hasta donde debe situarse la esfera para cubrir exactamente al Luna suele ser mayor de 105 pies y menor de 117 pies. Estas fluctuaciones en el tamaño aparente de nuestro satélite están dentro de límites tan estrechos que, a primera vista, podrían pasarse por alto. Es fácil comprender que el tamaño aparente de la Luna debe estar relacionado con su distancia real de la Tierra. Supongamos, a modo ilustrativo, que la Luna se alejara hacia el espacio: su tamaño parecería disminuir, y mucho antes de llegar incluso a la distancia del cuerpo celeste más cercano, ya se habría reducido hasta volverse insignificante. Por otro lado, si la Luna se acercara a la Tierra, su tamaño aparente aumentaría gradualmente, hasta el punto de que, al encontrarse cerca de nuestro planeta, parecería un enorme continente que se extiende por el cielo. Como vemos, el tamaño aparente de la Luna es prácticamente constante; por lo tanto, deducimos que la distancia promedio entre ella y la Tierra también es prácticamente constante. El valor promedio de esa distancia es de 239,000 millas. En raras ocasiones…

En esas circunstancias, puede acercarse a una distancia de poco más de 221,000 millas, o alejarse hasta una distancia de apenas menos de 253,000 millas; pero las fluctuaciones normales no superan unos 13,000 millas en ninguno de los dos lados de su valor medio.

De los cambios constantes de la Luna podemos deducir que está en movimiento permanente. Además, vemos que, sea cual sea el tipo de movimiento, la Tierra y la Luna deben mantenerse actualmente a casi la misma distancia entre sí. Si añadimos además que la trayectoria que sigue la Luna alrededor del cielo se encuentra casi en un plano, entonces estamos obligados a concluir que nuestro satélite debe orbitar en una trayectoria casi circular alrededor de la Tierra, que está en el centro. De hecho, se puede demostrar que la distancia constante entre los dos cuerpos implica como condición necesaria la rotación de la Luna alrededor de la Tierra. La atracción entre la Luna y la Tierra tiende a acercarlos. La única forma de evitar permanentemente tal catástrofe es haciendo que el satélite se mueva como de hecho lo hace. La atracción entre la Tierra y la Luna sigue existiendo, pero ahora su efecto no consiste en acercar la Luna a la Tierra. Ahora, la atracción debe ejercer toda su fuerza para mantener a la Luna en su trayectoria circular; si la atracción cesara, la Luna se movería en línea recta y se alejaría para no volver jamás.

Fig. 24.—La trayectoria de la Luna alrededor del Sol.
El hecho de que la Luna orbite alrededor de la Tierra se puede demostrar fácilmente mediante observaciones de las estrellas. El surgimiento y ocaso de nuestro satélite se debe, por supuesto, a la rotación de la Tierra, y este movimiento aparente diurno es algo que la Luna comparte con el Sol y las estrellas.

Sin embargo, cabe señalar que la luna está cambiando continuamente su posición entre las estrellas. Incluso en el transcurso de una sola noche, el desplazamiento será evidente para un observador atento, sin necesidad de utilizar un telescopio. La luna completa cada revolución alrededor de la Tierra en un período de 27,3 días.

Fig. 25.—Las fases de la Luna.

En la Fig. 24 vemos las posiciones relativas de la Tierra, el Sol y la Luna, pero hay que tener en cuenta que, por comodidad en la ilustración, hemos tenido que representar la órbita de la Luna a una escala mucho mayor de la que debería ser en comparación con la distancia al Sol. La mitad de la Luna que está orientada hacia el Sol está brillantemente iluminada, y, según veamos más o menos de esa mitad brillante, decimos que la Luna está más o menos llena; las distintas “fases” se pueden observar en el orden indicado por los números en la Fig. 25. Un principiante a veces tiene dificultades para comprender cómo la luz en la Luna llena durante la noche puede provenir del Sol. “¿No está —dirá— la Tierra en medio? ¿Y no debe interceptar ella la luz solar que proviene de todo objeto situado al otro lado de la Tierra, en dirección al Sol?”. El estudio de la Fig. 24 explicará esta dificultad. El plano en el que gira la Luna no coincide con el plano en el que la Tierra gira alrededor del Sol. La línea en la que el plano del movimiento de la Tierra se interseca con el del movimiento de la Luna divide la trayectoria de la Luna en dos semicírculos. Debemos imaginar que la trayectoria de la Luna está ligeramente inclinada, de modo que el semicírculo superior se encuentre algo por encima del plano del papel, y el otro semicírculo por debajo. De ello se deduce que, cuando la Luna se encuentra en la posición marcada como “llena”, bajo las condiciones mostradas en la figura, estará justo por encima de la línea que une a la Tierra y al Sol; así, la luz solar pasará sobre la Tierra hasta llegar a la Luna, y la Luna estará…

Iluminada. En la luna nueva, la luna estará debajo de la línea que une la Tierra y el Sol.

A medida que cambian las posiciones relativas de la Tierra y el Sol, ocurre dos veces en cada revolución que el Sol llegue a la posición de la línea de intersección de los dos planos. Si esto ocurre en el momento de la luna llena, la Tierra se encuentra directamente entre la luna y el Sol; por lo tanto, la luna queda sumergida en la sombra de la Tierra, la luz del Sol es interceptada y decimos que la luna está eclipsada. A veces, la luna solo entra parcialmente en la sombra de la Tierra, y en ese caso el eclipse es parcial. Por otro lado, cuando el Sol se encuentra en la línea de intersección en el momento de la luna nueva, la luna está directamente entre la Tierra y el Sol, y el cuerpo oscuro de la luna bloqueará entonces la luz solar que llega a la Tierra, produciendo un eclipse solar. Por lo general, solo una parte del Sol queda oculta, formando el conocido eclipse parcial; sin embargo, si la luna pasa exactamente por encima del Sol, entonces tendremos uno u otro de los dos tipos muy extraordinarios de eclipse. A veces, la luna oculta completamente al Sol, produciéndose así el sublime espectáculo de un eclipse total, que nos dice mucho sobre la naturaleza del Sol, y al cual ya hemos hecho referencia en el capítulo anterior. Incluso cuando la luna está colocada exactamente por encima del Sol, ocasionalmente se puede ver un delgado borde de luz solar alrededor del margen de la luna. En ese caso tenemos lo que se conoce como un eclipse anular.

Es sorprendente que a veces la luna pueda ocultar completamente al Sol, mientras que en otras ocasiones no lo logra. Ocurre que el tamaño aparente promedio de la luna es casi igual al tamaño aparente promedio del Sol, pero, debido a las fluctuaciones en sus distancias, los tamaños aparentes reales de ambos cuerpos experimentan ciertos cambios. En ciertas ocasiones, el tamaño aparente de la luna es mayor que el del Sol. En este caso, un paso central produce un eclipse total; pero también puede ocurrir que el tamaño aparente del Sol supere al de la luna, y en ese caso un paso central solo puede producir un eclipse anular.

Fig. 26.—Forma de la sombra terrestre, que muestra la penumbra, o región parcialmente
sombreada. Dentro de la penumbra, la Luna es visible; en la sombra está casi
invisible.

Apenas existen fenómenos celestes más interesantes que las diferentes
descripciones de los eclipses. El almanaque siempre proporcionará una
notificación oportuna de su ocurrencia, y las características más
notables pueden observarse sin telescopio. En un eclipse lunar (Fig. 26)
es interesante observar el momento en que se detecta por primera vez
la sombra negra, ver cómo avanza gradualmente sobre la superficie
brillante de la Luna, seguirla, en caso de que sea un eclipse total,
hasta que solo queda un delgado creciente de luz lunar, y observar
la extinción final de ese creciente cuando toda la Luna queda sumergida
en la sombra. Pero entonces a menudo se manifiesta un espectáculo de
gran interés y belleza; pues aunque la Luna está tan oculta detrás de
la Tierra que ni un solo rayo directo de luz solar puede llegar a su
superficie, con frecuencia encontramos que la Luna sigue siendo visible
e, incluso, brilla con un tono cobrizo lo suficientemente intenso como
para permitir discernir varias de las marcas en su superficie.

Esta iluminación de la Luna, incluso en pleno eclipse total, se debe a
los rayos solares que apenas han rozado el borde de la Tierra. Al hacerlo,
se han curvado debido a la refracción de la atmósfera y, así, han sido
dirigidos hacia adentro, hacia la sombra. Dichos rayos han atravesado una
gruesa capa de la atmósfera terrestre, y en este largo viaje a través
de cientos de millas de aire han adquirido un tono rojizo o similar
al del cobre. Esta propiedad de nuestra atmósfera no es algo desconocido:
el Sol, tanto al amanecer como al atardecer, brilla con una luz mucho
más rojiza que la que emite al mediodía. Pero al atardecer o al amanecer,
los rayos que llegan a nuestros ojos tienen que penetrar una mayor
capa de nuestra atmósfera que al mediodía, y por lo tanto la atmósfera
les confiere ese tono.

Ese color rojizo tan característico y, a menudo, tan hermoso. Si se examina el espectro del sol cuando está cerca del horizonte, se observa que está repleto de numerosas líneas y bandas oscuras situadas principalmente en los extremos azul y violeta. Estas se deben a la mayor absorción que sufre la luz en la atmósfera, lo que provoca la predominancia de la luz roja en el sol bajo tales condiciones. En el caso de la luna eclipsada, los rayos solares deben recorrer una distancia en la atmósfera más de dos veces mayor que la que recorren al amanecer o al atardecer; de ahí se explica el brillo rojizo de la luna eclipsada.

Los almanaques proporcionan todos los detalles de cada eclipse que ocurre en el año correspondiente. Estas predicciones son fiables, ya que los astrónomos han estado observando cuidadosamente la luna durante siglos y, a partir de esas observaciones, han aprendido no solo cómo se mueve la luna en el presente, sino también cómo se moverá en los años venideros. Los cálculos reales son tan complicados que no podemos discutirlos aquí. Sin embargo, existe un principio fundamental sobre los eclipses que es tan sencillo que debemos mencionarlo. Los eclipses que ocurren este año no tienen una relación muy evidente con los eclipses que ocurrieron el año pasado, ni con los que ocurrirán el próximo año. No obstante, si consideramos la secuencia completa de estos fenómenos, se hace evidente un principio muy claro: si observamos todos los eclipses en un período de dieciocho o diecinueve años, podemos predecir, al menos de forma aproximada, todos los eclipses futuros durante muchos años. Solo es necesario recordar que, 6.585-1/3 días después de un eclipse, sigue otro casi similar. Por ejemplo, un hermoso eclipse lunar ocurrió el 5 de diciembre de 1881. Si contamos hacia atrás 6.585 días desde esa fecha, es decir, dieciocho años y once días, llegamos al 24 de noviembre de 1863, y entonces también tuvo lugar un eclipse lunar similar. Además, hubo cuatro eclipses en el año 1881. Si sumamos 6.585-1/3 días a la fecha de cada eclipse, obtendremos las fechas de los cuatro eclipses del año 1899. Fue esta regla la que permitió a los antiguos astrónomos predecir la repetición de los eclipses, en una época en la que los movimientos de la luna no se comprendían tan bien como ahora.

Durante un largo viaje, y quizás en circunstancias críticas, la luna a menudo proporciona información inestimable al marinero. Para navegar un barco, supongamos desde Liverpool hasta China, el capitán debe determinar con frecuencia la posición exacta que ocupa su barco en ese momento. Si no pudiera hacerlo, nunca encontraría el camino a través del océano sin rutas definidas. Las observaciones del sol le indican su latitud y su hora local, pero el capitán también necesita conocer la hora de Greenwich antes de poder señalar un punto en el mapa y decir: “Mi barco está aquí”. Para determinar la hora de Greenwich, el barco lleva consigo un cronómetro que ha sido calibrado cuidadosamente antes de zarpar; como medida de precaución, suelen proporcionarse dos o tres cronómetros para evitar el riesgo de errores. Un error desconocido de un minuto en el cronómetro podría hacer que la nave se desviara quince millas de su rumbo correcto.

PLATO VI.
GRÁFICO DE LA SUPERFICIE DE LA LUNA.

Fig. 27.—Llave del mapa de la Luna (Placa VI).

Es importante contar con los medios para probar los cronómetros durante el transcurso del viaje; y sería de gran utilidad si cada capitán, cuando lo deseara, pudiera consultar realmente algún estándar infalible del tiempo de Greenwich. De hecho, necesitamos un reloj de Greenwich que pueda verse desde todo el mundo. Existe tal reloj; y, como cualquier otro reloj, tiene una esfera en la que se marcan ciertas señales, y una manecilla que recorre esa esfera. El gran reloj de Westminster resulta insignificante en comparación con el poderoso reloj que utiliza el capitán para ajustar su cronómetro. La esfera de este asombroso reloj es la esfera celeste. Los números grabados en la esfera de un reloj son reemplazados por las estrellas parpadeantes; mientras que la manecilla que se mueve sobre la esfera es la propia hermosa luna. Cuando el capitán desea probar su cronómetro, mide…

La distancia de la luna de una estrella vecina. Por ejemplo, puede observar que la luna se encuentra a tres grados de la estrella Regulus. En el Almanaque Náutico encuentra la hora de Greenwich en la que la luna estaba a tres grados de Regulus. Al compararla con las indicaciones del cronómetro, obtiene la corrección necesaria.

Existe un mito muy difundido sobre la luna que debe considerarse sin fundamento alguno. La idea de que nuestro satélite y el clima tengan alguna relación sin duda ha sido sostenida por autoridades importantes, y parece ser parte de la creencia de muchos excelentes marineros. Sin embargo, una comparación cuidadosa entre el estado del clima y las fases de la luna ha desacreditado por completo la noción de que realmente exista tal conexión.

A menudo observamos grandes espacios en blanco en los mapas de África y Australia, lo cual indica nuestra ignorancia sobre partes del interior de esos grandes continentes. No encontramos tales espacios en blanco en el mapa de la luna. Los astrónomos conocen la superficie de la luna mejor que los geógrafos conocen el interior de África. Cada zona de la superficie lunar que tiene el tamaño de una parroquia inglesa ha sido mapeada, y todos los objetos más importantes han sido nombrados.

Un mapa general de la luna se muestra en la Placa VI. Se basa en dibujos realizados con telescopios pequeños, y ofrece una visión completa de esa cara de nuestro satélite que está orientada hacia nosotros. La luna se muestra tal como aparece en un telescopio astronómico, el cual invierte todo, de modo que el sur está en la parte superior y el norte en la inferior (para mostrar los objetos en posición vertical, un telescopio requiere un par adicional de lentes en el ocular; como esto disminuye la cantidad de luz que llega al ojo, se prescinde de ellas en los telescopios astronómicos). En el mapa podemos ver algunas de las características distintivas del paisaje lunar. Esas regiones oscuras tan visibles en la luna llena ordinaria se reconocen fácilmente en el mapa. Antes de la era de los telescopios, los astrónomos pensaban que eran mares; de hecho, aún se mantiene el nombre “Mare”, aunque es obvio que actualmente no contienen agua.

El mapa también muestra ciertas crestas o zonas elevadas, y al realizar mediciones en estos objetos descubrimos que deben tratarse de imponentes cadenas montañosas. Pero las características más llamativas de la Luna son esos objetos en forma de anillo que se encuentran dispersos por su superficie en gran cantidad. Estos se conocen como cráteres lunares.

Para facilitar la referencia a los principales puntos de interés, hemos preparado un mapa índice (Fig. 27) que indicará los nombres de los diversos objetos representados en la lámina. Los llamados mares están representados por letras mayúsculas; así, A corresponde al Mare Crisium, y H al Oceanus Procellarum. Las cadenas montañosas se indican con letras minúsculas; por ejemplo, la “a” en el índice señala el lugar donde se encuentran las llamadas montañas del Cáucaso, y de manera similar, los Apeninos están denotados por “c”. Los numerosos cráteres se distinguen mediante números; por ejemplo, la formación del mapa que corresponde al número 20 en el índice es el cráter denominado Ptolemy.

A. Mare Crisium.
B. Mare Fœcunditatis.
C. Mare Tranquillitatis.
D. Mare Serenitatis.
E. Mare Imbrium.
F. Sinus Iridum.
G. Mare Vaporum.
H. Oceanus Procellarum.
I. Mare Humorum.
J. Mare Nubium.
K. Mare Nectaris.

a. Cáucaso.
b. Alpes.
c. Apeninos.
d. Cárpatos.
f. Cordilleras y montañas de D’Alembert.
g. Montañas Rook.

h. Montes Dœrfel.
i. Montes Leibnitz.

1. Posidonio.
2. Linneo.
3. Aristóteles.
4. Gran Valle de los Alpes.
5. Aristilo.
6. Autólico.
7. Arquímedes.
8. Platón.
9. Eratóstenes.
10. Copérnico.
11. Kepler.
12. Aristarco.
13. Grimaldi.
14. Gassendi.
15. Schickard.
16. Wargentin.
17. Clavio.
18. Tycho.
19. Alfonso.
20. Ptolomeo.
21. Catalina.
22. Cirilo.
23. Teófilo.
24. Petavio.
25. Higino.
26. Triesnecker.

En todo atlas geográfico hay un mapa que muestra los dos hemisferios de la Tierra, el oriental y el occidental. En el caso de la Luna, solo podemos ofrecer un mapa de un hemisferio, por la sencilla razón de que la Luna

Siempre muestra hacia nosotros el mismo lado, y por lo tanto nunca podemos ver el otro lado. Esto se debe a la interesante circunstancia de que la luna tarda exactamente lo mismo en dar una vuelta completa sobre su propio eje que en dar una vuelta alrededor de la Tierra. Sin embargo, su rotación se realiza a velocidad constante, mientras que la luna no se mueve en su órbita con una velocidad perfectamente uniforme (véase Capítulo IV). La consecuencia es que ahora podemos ver un ligero atisbo por el borde oriental, y luego uno similar por el borde occidental, como si la luna nos estuviera moviendo su cabeza muy suavemente. Pero solo es un margen insignificante del lado oculto de la luna el que esta libración nos permite examinar.

Los objetos lunares son ideales para ser observados cuando la luz solar incide sobre ellos de tal manera que se producen luces y sombras con fuerte contraste. Es imposible observar la luna de manera satisfactoria cuando está llena, ya que entonces no se proyectan sombras visibles. El momento más oportuno para observar cualquier objeto lunar en particular es cuando se encuentra justo en el lado iluminado del límite entre la luz y la sombra, pues entonces sus características se destacan con una nitidez exquisita.

La lámina VII[7] muestra un paisaje lunar; el objeto representado es conocido por los astrónomos con el nombre de Triesnecker. La zona incluida es solo una fracción muy pequeña de toda la superficie de la luna, aunque en realidad abarca una área considerable, ya que comprende cientos de millas cuadradas. En ella vemos diversas cadenas montañosas lunares, mientras que el objeto central de la imagen es uno de esos impresionantes cráteres lunares que encontramos con tanta frecuencia en todo paisaje lunar. Este cráter tiene unos veinte millas de diámetro y cuenta con una montaña elevada en su centro, cuya cima está iluminada precisamente por el sol naciente en esa fase de nuestro satélite que se representa en la imagen.

En la lámina VIII se muestra una vista típica de un cráter lunar. Sin duda, se trata de un boceto algo imaginario. El punto de vista desde el cual se supone que el artista tomó la imagen es uno completamente inalcanzable para los astrónomos terrestres; no obstante, no hay dudas de que se trata de una representación bastante fiel.

objetos en la luna. Sin embargo, debemos recordar la escala en la que está dibujado. El enorme cráter debe tener muchas millas de diámetro, y la montaña en su centro debe tener miles de pies de altura. El telescopio, incluso en su mejor estado, solo mostrará la luna tal como podríamos verla a simple vista si estuviera a 250 millas de distancia en lugar de a 240,000. Por lo tanto, no debemos esperar ver ningún detalle en la luna ni siquiera con los telescopios más sofisticados, a menos que esos detalles sean lo suficientemente grandes como para ser visibles a una distancia de 250 millas. Inglaterra, visto desde tal punto de vista, solo mostraría a Londres como una mancha de color, en contraste con la superficie general del país.

Sin embargo, volvemos de este boceto algo fantasioso a un examen más prosaico de lo que el telescopio realmente revela. La lámina IX representa el gran cráter Platón, tan conocido por todos aquellos que utilizan un telescopio. El fondo de este notable objeto es casi plano, y la montaña central, tan frecuentemente visible en otros cráteres, está completamente ausente. La describimos más detalladamente en la lista general de objetos lunares.

Las cimas de las montañas en la luna proyectan sombras largas y bien definidas, caracterizadas por una nitidez que no encontramos en las sombras de los objetos terrestres. La diferencia entre ambos casos se debe a la ausencia de aire en la luna. Nuestra atmósfera difunde cierta cantidad de luz, lo que atenúa la oscuridad de las sombras terrestres y tiende a suavizar sus contornos. En la luna no actúan tales influencias, y la nitidez de las sombras se aprovecha en nuestros intentos por medir las alturas de las montañas lunares.

A menudo es fácil calcular la altitud de una aguja de iglesia, una chimenea alta o cualquier otro objeto similar a partir de la longitud de su sombra. El método más sencillo y preciso consiste en medir al mediodía la distancia, en pies, desde la base del objeto hasta el extremo de la sombra. La elevación del sol al mediodía del día en cuestión puede obtenerse del almanaque, y entonces la altura del objeto se calcula fácilmente. De hecho, si las observaciones pueden realizarse el 6 de abril o el 6 de septiembre, en o cerca de la latitud de Londres, entonces los cálculos serían innecesarios.

La longitud de la sombra al mediodía en cualquiera de las fechas mencionadas es igual a la altitud del objeto. En verano, la longitud de la sombra al mediodía es menor que la altitud; en invierno, la longitud de la sombra supera la altitud. Al amanecer o al atardecer, las sombras son, por supuesto, mucho más largas que al mediodía, y son sombras de este tipo las que observamos en la luna. Las mediciones necesarias se realizan con la ayuda de ese complemento indispensable del telescopio ecuatorial conocido como micrómetro.

Esta palabra designa un instrumento para medir distancias pequeñas. En cierto sentido, el término no es muy apropiado. Los objetos a los que aplica el astrónomo el micrómetro suelen ser todo menos pequeños. Generalmente tienen dimensiones enormes, que superan con creces a la luna o al sol, e incluso a todo nuestro sistema solar. Aun así, el nombre no es del todo inapropiado, ya que, por grandes que sean esos objetos, generalmente parecen diminutos, incluso bajo el telescopio, debido a su gran distancia.

Para tales mediciones necesitamos un instrumento capaz de una precisión máxima. Aquí, nuevamente, recabamos la ayuda del micrómetro de araña, cuya utilidad ya hemos mencionado en otro contexto. En el micrómetro de araña, dos líneas paralelas son intersecadas por otra línea en ángulo recto. Una o ambas líneas paralelas pueden moverse mediante tornillos, cuyos hilos han sido fabricados con una perfección excepcional. La distancia por la que se ha movido la línea se indica con precisión registrando el número de revoluciones y partes de revolución del tornillo. Supongamos que primero se alinean las dos líneas y luego se separan hasta que la longitud aparente de la sombra de la montaña en la luna sea igual a la distancia entre las líneas: entonces sabremos el número de revoluciones del tornillo del micrómetro que corresponde a la longitud de la sombra. El número de millas en la luna que corresponden a una revolución del tornillo ya ha sido determinado previamente mediante otras observaciones, y así se puede calcular la longitud de la sombra. También se puede obtener la elevación del sol, tal como habría aparecido a un observador en ese punto de la luna en el momento en que se realizaron las mediciones, y de esta forma se puede calcular la elevación real de la montaña. Mediante mediciones de

De esta manera, se pueden determinar las altitudes de otros objetos lunares, como, por ejemplo, la altura de los muros que rodean una llanura con paredes circulares.

La belleza e interés de la Luna como objeto telescópico nos induce a ofrecer al estudiante una descripción algo detallada de las características más notables que presenta. La mayoría de los objetos que vamos a describir pueden observarse eficazmente con un poder telescópico bastante moderado. Sin embargo, hay que recordar que no todos pueden verse bien al mismo tiempo. La región que se muestra con mayor claridad es el límite entre la luz y la oscuridad. Por lo tanto, el estudiante seleccionará para su observación aquellos objetos que se encuentren cerca de ese límite en el momento en que realice la observación.

1. Posidonio: El diámetro de este gran cráter es de casi 60 millas. Aunque su pared periférica es relativamente delgada, está tan claramente definida que hace que el objeto sea muy visible. Como ocurre con frecuencia en los volcanes lunares, el fondo del cráter se encuentra por debajo del nivel de la llanura circundante; en este caso, a una profundidad de casi 2.500 pies.

2. Linné: Este pequeño cráter se encuentra en el Mare Serenitatis. Hace unos sesenta años se describió como teniendo un diámetro de unas 6-1/2 millas, y parecía ser lo suficientemente visible. En 1866, Schmidt, de Atenas, anunció que el cráter había desaparecido. Desde entonces solo se ha podido observar una depresión extremadamente pequeña y poco profunda; ahora el objeto en su conjunto es muy insignificante. Este parece ser el caso mejor documentado de cambio en un objeto lunar. Al parecer, las paredes del cráter se derrumbaron hacia el interior y parcialmente lo llenaron, pero muchos astrónomos dudan de que realmente haya ocurrido algún cambio, ya que Schröter, un observador de Hannover de finales del siglo XVIII, no pareció ver ningún cráter notable en ese lugar, aunque hay que admitir que sus observaciones eran bastante incompletas. Para dar una idea de la increíble dedicación de Schmidt en la investigación lunar, cabe mencionar que en seis años realizó casi 57.000 ajustes individuales de su micrómetro para medir las altitudes lunares. Su gran mapa de las montañas de la Luna se basa en nada menos que 2.731…

Dibujos y bocetos: si estos se contaron dos veces, es posible que hayan sido utilizados para dividir el mapa en dos partes.

3. Aristóteles: El nombre de este gran filósofo está asociado a un enorme cráter de 50 millas de diámetro. Su interior, aunque muy montañoso, no presenta un cono central bien definido. Sin embargo, la imponente pared del cráter, que supera los 10.500 pies de altura, proyecta su sombra sobre el fondo de tal manera que sus características nunca se pueden observar con claridad.

4. La Gran Valle de los Alpes: Se trata de un valle maravillosamente recto, cuya anchura varía entre 3,5 y 6 millas; atraviesa directamente los Alpes lunares. Según Mädler, tiene al menos 11.500 pies de profundidad y más de 80 millas de longitud. Algunas crestas bajas paralelas a los lados del valle podrían ser el resultado de deslizamientos de tierra.

5. Aristilo: En condiciones favorables, el gran telescopio del lord Rosse permitió observar que la superficie exterior de este magnífico cráter estaba marcada por profundos surcos que se extendían desde su centro. Aristilo tiene unos 34 millas de ancho y 10.000 pies de profundidad.

6. Autólico es algo más pequeño que los anteriores; forma pareja con ellos, según lo que Mädler consideraba una relación bien definida entre los cráteres lunares: con frecuencia aparecían en pares, siendo el más pequeño generalmente el que se encontraba al sur. Hacia el borde, esta disposición suele ser más aparente que real, y es simplemente el resultado de la acortación visual.

7. Arquímedes: Esta gran llanura, de unos 50 millas de diámetro, tiene su vasto interior liso dividido en siete zonas distintas por bandas de brillo desigual, que se extienden de este a oeste. No existe ninguna montaña central ni otro signo evidente de actividad pasada en su interior; sin embargo, su pared irregular se eleva en torres abruptas, y en su exterior se observan terrazas bien definidas.

PLATO B.
PORCIÓN DE LA LUNA.
(ALPES, ARQUÍMEDES, APEÑINOS.)
Sres. Loewy & Puiseux.

8. Plato: Ya hemos hecho referencia a esta extensa llanura circular,
que se puede observar con el telescopio más pequeño. La altura promedio
de la muralla es de unos 3,800 pies en el lado oriental; el lado occidental es

Un poco más baja, pero hay una cima que alcanza una altura de casi 7,300 pies. La llanura rodeada por esta enorme muralla tiene proporciones amplias: es un círculo algo irregular, de unos 60 millas de diámetro, y abarca una superficie de 2,700 millas cuadradas. En su fondo se muestran las sombras de la pared occidental en la Placa IX, así como tres de los pequeños cráteres; se ha detectado un gran número de ellos gracias a observadores perseverantes. La estrecha línea afilada que va desde el cráter hacia la izquierda es una de esas notables “hendiduras” que atraviesan la Luna en muchas direcciones. Otra puede verse más a la izquierda. Por encima de Plato hay varias montañas aisladas; la más elevada es Pico, de unos 8,000 pies de altura. Su larga y puntiaguda sombra haría pensar a primera vista que debe ser muy empinada; pero Schmidt, quien estudió especialmente las pendientes lunares, opina que no puede ser tan empinada como muchas de las montañas suizas que se escalan con frecuencia. Se han observado cuidadosamente hasta treinta cráteres de pequeño tamaño en el fondo de Plato, y el señor W.H. Pickering cree que se pueden percibir variaciones en ellos.

9. Eratóstenes: Este profundo cráter, de más de 37 millas de diámetro, se encuentra al final de la gigantesca cadena de los Apeninos. No es improbable que Eratóstenes haya sido en su momento la boca volcánica de las enormes fuerzas que elevaron las cimas, relativamente sin cráteres, de estas grandes montañas.

10. Copérnico: De todos los cráteres lunares, este es uno de los más grandes y mejor conocidos. La región situada al oeste está salpicada de innumerables cráteres diminutos. Cuenta con una montaña central de múltiples picos, de unos 2,400 pies de altura. Hay buenas razones para creer que las terrazas que se observan en su interior se deben principalmente a los repetidos procesos de elevación alternada, congelación parcial y posterior retroceso de un vasto mar de lava. Durante la luna llena, se puede ver que el cráter de Copérnico está rodeado de rayos que se extienden en todas direcciones.

11. Kepler: Aunque la profundidad interna de este cráter es de casi 10,000 pies, su pared periférica es muy baja; destaca por estar cubierta con la misma sustancia brillante que también forma un sistema de rayos luminosos, similares a los que rodean al último objeto mencionado.

12. Aristarco es el más brillante de los cráteres lunares; se ve especialmente nítido con un telescopio de baja potencia. Es tan brillante que a menudo se ha podido observar en el lado oscuro justo después de la luna nueva, lo que ha dado lugar a maravillosas historias sobre volcanes lunares activos. Al sureste se encuentra otro cráter más pequeño, Heródoto; al norte de este hay un valle estrecho y profundo, cuya anchura no supera los 2½ millas, y que forma un zigzag notable. Es uno de los “fisuras” lunares más grandes.

13. Grimaldi merece atención por ser el objeto más oscuro de su tamaño en la Luna. En circunstancias muy excepcionales se ha podido ver a simple vista; y dado que su área se estima en casi 14,000 millas cuadradas, esto da una idea de lo poco que la visión sin ayuda puede percibir en la Luna. Sin embargo, hay que añadir que siempre vemos a Grimaldi considerablemente acortado.

14. El gran cráter Gassendi ha sido mapeado con frecuencia debido a su elaborado sistema de “fisuras”. En su extremo norte comunica con un cráter más pequeño pero mucho más profundo, que a menudo queda lleno de sombra negra después de que todo el fondo de Gassendi haya sido iluminado.

15. Schickard es una de las mayores llanuras amuralladas de la Luna, con una anchura de unos 134 millas. Dentro de su vasta extensión, Mädler detectó 23 cráteres menores. Respecto a este objeto, Chacornac señaló que, debido a la curvatura de la superficie lunar, un observador en el centro del fondo “pensaría que se encuentra en un desierto sin fin”, ya que el muro que lo rodea, aunque en algunos lugares alcanza casi 10,000 pies de altura, quedaría completamente por debajo de su horizonte.

16. Cercano al anterior se encuentra Wargentin. No cabe duda de que se trata realmente de un enorme cráter casi lleno de lava solidificada, ya que apenas hay pendientes que conduzcan hacia el interior.

17. Clavius: Cerca del paralelo 60 de latitud sur lunar se encuentra esta enorme área, cuya superficie es de no menos de 16,500 millas cuadradas. Tanto en su interior como en sus paredes hay numerosos picos y cráteres secundarios. La vista telescópica del amanecer sobre la superficie de Clavius es, como se dice verdaderamente…

Mädler es increíblemente magnífico. Uno de sus picos alcanza una altura de 24,000 pies por encima del fondo de uno de los cráteres que lo componen. Incluso Mädler expresó la opinión de que en esta zona salvaje existen cráteres tan profundos que ningún rayo de luz ha logrado penetrar en sus profundidades más bajas; mientras que, como si fuera una compensación, hay picos cimas cuyos días duran casi el doble que sus noches.

18. Si se observa la luna llena a través de un telescopio pequeño o cualquier otro instrumento óptico similar, se puede ver inmediatamente un cráter que destaca entre todos los demás, debido a los brillantes rayos o franjas que emanan de él. Se trata del majestuoso Tycho, con una profundidad de 17,000 pies y un diámetro de 50 millas (Placa X). En el centro de su fondo se eleva un pico de 6,000 pies de altura, mientras que una serie de terrazas recorren sus laderas interiores; pero son los misteriosos rayos brillantes los que más nos sorprenden. Cuando el sol sale sobre Tycho, estas franjas son completamente invisibles; de hecho, todo el objeto resulta tan oscuro que se necesita un ojo experimentado para reconocerlo entre sus alrededores montañosos. Pero tan pronto como el sol alcanza una altura de unos 30° por encima del horizonte, los rayos emergen de su oscuridad y van aumentando gradualmente en brillo hasta que la luna está llena, momento en el que se convierten en los objetos más visibles en su superficie. Su longitud varía, desde unos pocos cientos de millas hasta dos, o incluso, en un caso, casi tres mil millas. Se extienden por vastas llanuras, dentro de los cráteres más profundos o sobre las elevaciones más altas. No conocemos nada en nuestra Tierra con lo que se puedan comparar. Dado que estos rayos solo se ven durante la luna llena, su visibilidad depende obviamente de que la luz incida más o menos directamente en la línea de visión, sin importar la inclinación de las superficies, montañas o valles sobre los cuales aparecen. Por lo tanto, cada pequeña parte de la superficie de estas franjas debe tener una forma simétrica para el observador, independientemente del punto desde el cual se vea. Solo la esfera parece cumplir esta condición, y por eso el profesor Copeland sugiere que el material que constituye la superficie de estas franjas debe estar formado por un gran número de glóbulos más o menos completamente esféricos. Estas franjas deben representar partes de la superficie lunar, ya sea con hoyos…

con cavidades diminutas de forma esférica, o cubiertas de diminutas esferas transparentes.[8]

Cerca del centro del disco lunar se encuentra una fina serie de llanuras anulares completamente visibles para nosotros bajo cualquier tipo de iluminación. De estas, se pueden mencionar dos: Alphonsus (19), cuyo fondo se caracteriza por dos manchas brillantes y varias oscuras que no pueden explicarse por irregularidades en la superficie; y Ptolemy (20). Además de varios cráteres pequeños cerrados, su fondo está atravesado por numerosas crestas bajas, visibles cuando el sol sale o se pone.

21, 22, 23.—Cuando la luna tiene cinco o seis días de edad, este hermoso grupo de tres cráteres se encuentra en una posición favorable para su observación. Se denominan Catharina, Cyrillus y Theophilus. Catharina, la más al sur del grupo, tiene una profundidad de más de 16.000 pies y está conectada con Cyrillus por un amplio valle; pero entre Cyrillus y Theophilus no existe tal conexión. De hecho, Cyrillus parece como si sus enormes murallas circundantes, tan altas como el Mont Blanc, hubieran sido completadas antes de que las fuerzas volcánicas comenzaran a formar a Theophilus, cuyas murallas invaden considerablemente a su vecino más antiguo. Theophilus es un cráter circular bien definido, con un diámetro de unos 64 millas, una profundidad interna de 14.000 a 18.000 pies, y en su fondo se encuentra un hermoso grupo central de montañas, con una altura equivalente a un tercio de esa de Theophilus. Aunque Theophilus es el cráter más profundo que podemos ver en la luna, ha sufrido poca o ninguna deformación debido a erupciones secundarias, mientras que el fondo y las paredes de Catharina muestran secuencias completas de cráteres menores de diversos tamaños que se han abierto paso entre sí y se han destruido parcialmente mutuamente. En la primavera, cuando la luna se encuentra algo antes del primer cuarto, este instructivo grupo de volcanes extintos puede ser observado con gran claridad en una hora adecuada por la tarde.

PLACA VII.
TRIESNECKER.
(DE NASMYTH.)

24. Petavius es notable no solo por su gran tamaño, sino también por la rara característica de tener dos murallas defensivas. Es un objeto hermoso poco después de la luna nueva, o justo después de la luna llena, pero desaparece por completo cuando el sol está a más de 45° por encima de su horizonte. El fondo del cráter es notablemente convexo, y culmina en un grupo central de colinas atravesadas por una hendidura profunda.

25. Hyginus es un cráter pequeño cerca del centro del disco lunar. Uno de los cañones lunares más grandes pasa justo a través de él, dando un giro brusco al hacerlo.

26. Triesnecker: Este hermoso cráter ya ha sido descrito, pero se menciona nuevamente para llamar la atención sobre el elaborado sistema de cañones que se muestra de manera tan evidente en la Placa VII. Que estos cañones son depresiones es algo que se puede observar claramente por las sombras que hay en su interior. Con frecuencia, sus bordes están notablemente elevados. Parecen ser fracturas en la superficie lunar.

De las diversas montañas que ocasionalmente se ven como protuberancias en el borde real de la Luna, aquellas llamadas en honor a Leibniz parecen ser las más altas. Schmidt encontró que la cima más alta estaba a más de 41,900 pies por encima de un valle vecino. Al comparar estas altitudes con las de las montañas de nuestra Tierra, debemos sumar la profundidad del mar a la altura de la tierra firme. Calculado de esta manera, nuestras montañas más altas siguen siendo más altas que cualquier otra que conozcamos en la Luna.

Ahora debemos discutir la importante cuestión relativa al origen de estas características notables en la superficie de la Luna. Debemos admitir desde un principio que nuestras pruebas al respecto son solo indirectas. Para establecer, con pruebas irrefutables, el origen volcánico de los notables cráteres lunares, parecería casi necesario haber sido testigos de erupciones volcánicas en la Luna, y que dichas erupciones hayan dado lugar a la formación del conocido anillo, con o sin la montaña que se eleva desde el centro. Decir que nunca se ha presenciado nada de este tipo sería una afirmación algo excesiva. En ciertas ocasiones, observadores cuidadosos han reportado la ocurrencia de cambios locales diminutos en…

la luna. Como ya hemos señalado, se creyó que un cráter llamado Linné, de dimensiones sin duda respetables para un habitante lunar, pero que constituía un objeto telescópico muy insignificante, había sufrido algún cambio. En otra ocasión, se pensó que había surgido un cráter diminuto cerca del conocido objeto llamado Hyginus. La mera enumeración de tales casos pone de manifiesto que en la actualidad no existe ninguna fuente apreciable de perturbación en la superficie de la luna. Incluso si estos casos menores de presuntos cambios se confirmaran realmente —y esto quizás está más allá de lo que muchos astrónomos estarían dispuestos a admitir—, siguen siendo insignificantes en comparación con los fenómenos poderosos que dieron origen a la multitud de grandes cráteres que cubren una gran parte de la superficie lunar.

Esto nos lleva inevitablemente a la conclusión de que nuestro satélite debió haber tenido en algún momento una actividad mucho mayor de la que muestra ahora. También podemos dar una explicación razonable, o al menos plausible, para la cesación de dicha actividad en tiempos recientes. Echemos un vistazo a otros dos cuerpos de nuestro sistema, la Tierra y el Sol, y compárelos con la Luna. De estos tres cuerpos, el Sol es enormemente el más grande, mientras que la Luna es mucho más pequeña que la Tierra. También hemos visto que, aunque el Sol debe tener una temperatura muy alta, no hay duda de que va perdiendo gradualmente su calor. La superficie de la Tierra, formada por rocas sólidas y arcilla, o cubierta en gran parte por la inmensa extensión del océano, presenta pocos signos evidentes de alta temperatura. No obstante, es muy probable, gracias a los fenómenos volcánicos habituales, que el interior de la Tierra siga teniendo una temperatura incandescente.

Un cuerpo grande, cuando se calienta, tarda más en enfriarse que un cuerpo pequeño elevado a la misma temperatura. Una gran pieza de hierro tardará días en enfriarse; una pieza pequeña se enfriará en unas pocas horas. Sea cual sea la fuente original de calor en nuestro sistema —una cuestión que ahora no discutimos—, parece demostrable que todos los cuerpos se calentaron inicialmente y que desde entonces han ido enfriándose gradualmente a lo largo de los siglos. El Sol es tan enorme que aún no ha tenido tiempo de enfriarse; la Tierra, de tamaño intermedio,

Se ha vuelto frío en su superficie, aunque sigue conservando grandes reservas de calor interno; mientras que la Luna, el cuerpo más pequeño de todos, ha perdido tanto calor que los cambios importantes en su superficie ya no pueden ser causados por fuerzas internas.

Por lo tanto, debemos atribuir el origen de los cráteres lunares a alguna época remota de la historia de la Luna. No tenemos forma de conocer cuán lejana es esa época, pero es razonable suponer que la antigüedad de los volcanes lunares debe ser extremadamente grande. En el momento en que la Luna estaba lo suficientemente caliente como para generar esas convulsiones, cuyos restos son los enormes cráteres, la Tierra también debía estar mucho más caliente de lo que está actualmente. Cuando la Luna tenía suficiente calor para que sus volcanes estuvieran activos, la Tierra probablemente era tan caliente que la vida era imposible en su superficie. Esta suposición indicaría que la antigüedad de los cráteres lunares es demasiado grande como para poder estimarla en siglos o miles de años, que son adecuados para períodos como aquellos relacionados con la historia de los acontecimientos humanos. No parece improbable que hayan transcurrido millones de años desde que los enormes cráteres de Platón o de Copérnico adquirieron su forma actual.

Ahora intentaremos explicar la formación de los cráteres lunares. Las opiniones más probables al respecto parecen ser las expuestas por el señor Nasmyth, aunque hay que admitir que sus teorías no están exentas de dificultades. Según su teoría, podemos explicar cómo se formó el muro que rodea al cráter lunar y cómo surgió la gran montaña que tan a menudo adorna el centro de la llanura. La imagen de la Figura 28 muestra un boceto imaginario de una erupción volcánica en la Luna en aquellos tiempos en que los cráteres estaban activos. Aquí se representa la erupción en todo su esplendor, cuando las fuerzas internas lanzan cenizas o piedras que caen a una distancia considerable del orificio eruptivo. Los materiales acumulados de esta manera constituyen el muro que rodea al cráter.

La segunda imagen (Figura 29) muestra el cráter en una etapa posterior de su historia. La enorme fuerza explosiva ya se ha agotado, y…

Tal vez hubo una interrupción durante algún tiempo. De nuevo, el volcán entra en actividad, pero esta vez con solo una pequeña parte de su energía original. Una erupción relativamente débil emana ahora del mismo conducto, deposita materiales cerca de la abertura y forma una montaña en el centro. Finalmente, cuando la actividad cesa y el volcán queda en silencio y quieto, encontramos las pruebas de esa energía inicial, atestiguadas por el muro que rodea el antiguo cráter y por la montaña que adorna su interior. El suelo plano que se encuentra en algunos cráteres podría haber surgido, no es improbable, de un flujo de lava que posteriormente se consolidó. También han ocurrido brotes posteriores en muchos casos.

Una de las principales dificultades que presenta este método para explicar la estructura de un cráter proviene del enorme tamaño que alcanzan algunos de estos objetos. Hay volcanes antiguos en la Luna con un diámetro de cuarenta o cincuenta millas; de hecho, existe un anillo bien formado, con una montaña en el centro, cuyo diámetro no es menor a setenta y ocho millas (Petavius). Parece difícil concebir cómo un cono eruptivo en el centro podría transportar los materiales a una distancia tan grande como las treinta y nueve millas que hay entre el centro de Petavius y el muro. Sin embargo, la explicación se facilita si se tiene en cuenta que la fuerza de la gravedad es mucho menor en la Luna que en la Tierra.

PLACA VIII.
A UN CRÁTER LUNAR NORMAL.

Fig. 28.—Volcán en actividad.

Fig. 29.—Actividad débil posterior.
¿No hemos visto ya que nuestro satélite es tan pequeño en comparación con la Tierra que ochenta lunas amontonadas juntas no pesarían tanto como la Tierra? En la Tierra, una onza pesa una onza y una libra pesa una libra; pero un peso de seis onzas aquí solo pesaría una onza en la Luna, y un peso de seis libras aquí solo pesaría una libra en la Luna. Un trabajador que puede llevar una bolsa de maíz en la Tierra podría, con el mismo esfuerzo, llevar seis bolsas de maíz en la Luna. Un jugador de cricket que puede lanzar una pelota a 100 yardas en la Tierra podría, con exactamente el mismo esfuerzo, lanzarla a 600 yardas en la Luna. Hiawatha podría disparar diez flechas al aire una tras otra antes de que la primera llegara al suelo; en la Luna podría haber vaciado todo su carcaj. El volcán, que en la Luna lanzaba proyectiles a una distancia de treinta y nueve millas, solo necesitaría tener la misma fuerza explosiva que sería suficiente para lanzar los proyectiles a seis o siete millas en la Tierra. Un cañón moderno, adecuadamente elevado, lograría fácilmente esta hazaña.

Fig. 30.—Formación del suelo nivelado por la lava.

También hay que tener en cuenta que existen innumerables cráteres en la luna del mismo tipo general, pero de dimensiones muy variadas; desde un diminuto objeto telescópico de dos o tres millas de diámetro, podemos señalar etapas que aumentan gradualmente hasta llegar al imponente Petavius que acabamos de mencionar. En cuanto a los cráteres más pequeños, obviamente hay poca o ninguna dificultad para atribuirles un origen volcánico, y como la continuidad desde los cráteres más pequeños hasta los más grandes es ininterrumpida, parece bastante razonable suponer que incluso los más grandes se han formado de la misma manera.

Sin embargo, cabe señalar que algunas características lunares podrían explicarse por acciones provenientes del exterior y no del interior. El Sr. G.K. Gilbert ha presentado pruebas en apoyo de la idea de que las esculturas lunares surgen del impacto de cuerpos que caen sobre la luna. Según esta visión, el Mare Imbrium ha sido escenario de una colisión a la cual se debe el paisaje lunar circundante. El Sr. Gilbert explica los surcos como resultado de proyectiles poderosos que se mueven a velocidades similares a las de los meteoros.

Los paisajes lunares son excesivamente extraños y accidentados. Siempre nos recuerdan a desiertos estériles, y no podemos dejar de notar la ausencia de llanuras cubiertas de hierba o bosques verdes, como los que conocemos en nuestro planeta. En algunos aspectos, la luna no está muy diferente de la tierra. Al igual que ella, la luna tiene las agradables alternancias de día y noche, aunque el día en la luna dura veintinueve de nuestros días, y la noche en la luna dura veintinueve de nuestras noches. Nos calientan los rayos del sol; lo mismo ocurre con la luna; pero, sea lo que sea…

Dada la temperatura durante los largos días en la Luna, parece seguro que el frío de las noches lunares superaría al de las regiones más desoladas de nuestra Tierra. La cantidad de calor que la Luna irradia hacia nosotros ha sido investigada por Lord Rosse y, más recientemente, por el profesor Langley. Aunque cada punto de la superficie lunar está expuesto a la luz solar durante quince días sin interrupción, la temperatura real a la que alcanza el suelo no puede ser alta. La Luna no posee, como la Tierra, una “manta cálida” en forma de atmósfera que pueda retener y acumular el calor recibido.

Incluso nuestros telescopios más grandes no pueden indicarnos directamente si podría existir vida en la Luna. Podrían crecer árboles enormes en las montañas lunares, y los elefantes podrían caminar por las llanuras, pero nuestros telescopios no podrían mostrarlos. El objeto más pequeño que podemos ver en la Luna debe ser aproximadamente del tamaño de una catedral de buen tamaño; por lo tanto, seres organizados cuyo tamaño sea similar al de aquellos con los que estamos familiarizados, de existir, no podrían hacerse visibles como objetos observables mediante telescopio.

Por lo tanto, estamos obligados a recurrir a pruebas indirectas para determinar si sería posible la existencia de vida en la Luna. Podemos decir de inmediato que los astrónomos creen que la vida, tal como la conocemos, no podría existir. Entre las condiciones necesarias para la vida, el agua es una de las primeras. Consideremos todas las formas de vida vegetal, desde el líquen que crece en las rocas hasta los árboles gigantes de los bosques: descubrimos que la sustancia de cada planta contiene agua y que no podría existir sin ella. El agua también es esencial para la existencia de la vida animal. Sin este elemento, toda vida orgánica, incluida la vida humana, sería inconcebible.

Por lo tanto, a menos que haya agua en la Luna, estaremos obligados a concluir que la vida, tal como la conocemos, es imposible. Si alguien estacionado en la Luna mirara la Tierra a través de un telescopio, ¿podría ver algo de agua allí? Sin duda alguna, sí. Vería las nubes y notaría sus cambios constantes; las nubes solas serían casi una prueba concluyente de la existencia de agua. Un astrónomo en la…

La luna también vería nuestros océanos como superficies de color, en marcado contraste con la tierra, y quizás vería con frecuencia la imagen del sol, como una estrella brillante, reflejada en alguna zona lisa del mar. De hecho, teniendo en cuenta que más de la mitad de nuestro planeta está cubierto por océanos, y que la mayor parte del resto suele quedar oculta por nubes, el astrónomo lunar al observar nuestra Tierra vería con frecuencia casi nada más que agua, bajo una u otra forma. Muy probablemente llegaría a la conclusión de que nuestro planeta solo era adecuado para ser un hogar para animales anfibios.

Pero cuando miramos la luna con nuestros telescopios no vemos ninguna evidencia directa de agua. Una inspección detallada muestra que los llamados mares lunares son desiertos, a menudo marcados por pequeños cráteres y rocas. El telescopio no revela mares ni océanos, ni lagos ni ríos. Tampoco la grandeza del paisaje lunar se ve afectada por las nubes en su superficie. Cada vez que la luna está por encima de nuestro horizonte y las nubes terrestres no están en el camino, podemos ver con claridad las características de la superficie de nuestro satélite. No hay nubes en la luna; ni siquiera hay nieblas o vapores que surjan inevitablemente dondequiera que haya agua, y por lo tanto los astrónomos han llegado a la conclusión de que la superficie que rodea a la Tierra es un desierto estéril y sin agua.

Otro elemento esencial de la vida orgánica también está ausente en la luna. Nuestro planeta está rodeado por una capa profunda de aire que se encuentra sobre la superficie y se extiende por encima de nuestras cabezas hasta una altura de unos 200 o 300 millas. Casi no hace falta decir cuán necesario es el aire para la vida, y por eso nos volvemos con interés hacia la pregunta de si la luna puede estar rodeada por una atmósfera. Entendamos claramente el problema que vamos a considerar. Imaginemos que un viajero parte de la Tierra en un viaje hacia la luna; a medida que avanza, el aire se volverá gradualmente cada vez más enrarecido, hasta que finalmente, cuando esté a unas pocas centenas de millas por encima de la superficie terrestre, habrá dejado atrás los últimos vestigios perceptibles de la atmósfera terrestre. Para cuando haya atravesado completamente la atmósfera, solo habrá recorrido una fracción muy pequeña de todo el viaje.

240,000 millas, y aún quedaría un vasto vacío por atravesar antes de llegar a la luna. Si la luna estuviera envuelta de la misma manera que la tierra, entonces, a medida que el viajero se acercara al final de su viaje y se encontrara a unas pocas centenas de millas de la superficie lunar, volvería a encontrar rastros de una atmósfera, cuya densidad aumentaría gradualmente hasta que llegara a la superficie lunar. Así, el viajero habría pasado por una capa de aire al comienzo de su viaje y por otra al final, mientras que la mayor parte del recorrido habría sido a través de un espacio aún más vacío que el que se encuentra en el recipiente vacío de una bomba de aire.

Ese sería el caso si la luna estuviera cubierta por una atmósfera similar a la que rodea a nuestra tierra. Pero, ¿cuáles son los hechos? A medida que el viajero se acercara a la luna, buscaría en vano aire para respirar que se pareciera en algo al nuestro. Es posible que cerca de la superficie haya débiles rastros de algún material gaseoso que rodee a la luna, pero solo podría representar una fracción muy pequeña de la abundante atmósfera que disfruta actualmente la tierra. Para todos los fines relacionados con la respiración, tal como entendemos el término, podemos decir que no hay aire en la luna, y un habitante de nuestra tierra trasladado allí se ahogaría con la misma certeza que si estuviera en medio del espacio.

Sin embargo, se podría preguntar cómo sabemos esto. ¿No es el aire transparente? ¿Cómo, entonces, podrían nuestros telescopios indicarnos si la luna realmente posee tal envoltura? Es mediante métodos de observación indirectos, pero completamente fiables, como conocemos la falta de atmósfera en nuestro satélite. Hay varios argumentos que se pueden aducir; pero el más concluyente se obtiene a partir de lo que se denomina una “ocultación”. A veces ocurre que la luna se coloca directamente entre la tierra y una estrella, y la extinción temporal de esta última constituye una “ocultación”. Podemos observar el momento en que tiene lugar este fenómeno, y generalmente se nota la brusquedad con la que desaparece la estrella. Si la luna estuviera envuelta en una atmósfera abundante, la interposición de esta masa gaseosa debido al movimiento de la luna provocaría una desaparición gradual de la estrella, sin la brusquedad que caracteriza la ocultación.[9]

Consideremos cómo podemos explicar la ausencia de atmósfera en la luna. Lo que llamamos gas ha sido descubierto por la investigación moderna como un conjunto de una inmensa cantidad de moléculas, cada una de las cuales se encuentra en movimiento extremadamente rápido. Este movimiento solo se produce durante una corta distancia en una dirección antes de que una molécula chocue con otra, lo que hace que las direcciones y velocidades de las moléculas individuales cambien continuamente. Existe una velocidad promedio para cada gas, propia de las moléculas de ese gas a una temperatura determinada. Cuando varios gases se mezclan, como el oxígeno y el nitrógeno en nuestra atmósfera, las moléculas de cada gas continúan moviéndose con sus propias velocidades características. En la medida en que podamos estimar la temperatura en los límites de la atmósfera terrestre, podemos suponer que la velocidad promedio de las moléculas de oxígeno allí es de aproximadamente un cuarto de milla por segundo. Las velocidades de las moléculas de nitrógeno son más o menos las mismas, mientras que la velocidad promedio de una molécula de hidrógeno es de aproximadamente una milla por segundo, siendo de hecho, con mucho, la mayor velocidad molecular que posee cualquier gas.

PLATO IX.
PLATO.
(Según Nasmyth.)

Una piedra lanzada al aire pronto vuelve a la tierra. Una bala de rifle disparada verticalmente hacia arriba ascenderá cada vez más alto, hasta que finalmente su movimiento cesa, comienza a descender y cae al suelo. Supongamos por el momento que tenemos un rifle de fuerza infinita y pólvora de potencia ilimitada. A medida que aumentamos la carga, observamos que la bala asciende cada vez más alto, y cada vez tarda más tiempo en volver al suelo. La caída de la bala se debe a la atracción de la tierra. La gravedad debe actuar necesariamente sobre el proyectil durante todo su recorrido, y gradualmente disminuye su velocidad, supera el movimiento ascendente y lo hace caer.

La bala vuelve atrás. Hay que recordar que la eficacia de la atracción disminuye a medida que aumenta la altura. En consecuencia, cuando el cuerpo tiene una velocidad inicial extraordinariamente alta, lo que hace que ascienda a una altura enorme, su regreso se retrasa por dos motivos: en primer lugar, la distancia que debe recorrer para volver es mucho mayor; y en segundo lugar, la eficacia de la gravedad para hacerlo regresar ha disminuido. Cuanto mayor es la velocidad, más débil debe ser la capacidad de la gravedad para llevar de vuelta al cuerpo. Podemos imaginar que la velocidad aumente hasta tal punto que la gravedad, que disminuye constantemente a medida que el cuerpo asciende, nunca sea capaz de neutralizarla por completo; así, tenemos el caso notable de un cuerpo lanzado que nunca regresa.

Es posible expresar este razonamiento de forma numérica y demostrar que una velocidad de seis o siete millas por segundo dirigida hacia arriba sería suficiente para alejar completamente un cuerpo de la gravedad terrestre. Esta velocidad está muy por encima de los límites máximos de nuestra artillería. De hecho, es al menos doce veces más rápida que el disparo de un cañón; e incluso si pudiéramos lograrla, la resistencia del aire supondría una dificultad insuperable. Sin embargo, tales consideraciones no afectan a la conclusión de que para cada planeta existe una velocidad específica adecuada para ese cuerpo, que depende únicamente de su tamaño y masa, y con la cual deberíamos lanzar un proyectil para evitar que la atracción de dicho cuerpo lo tire de nuevo hacia atrás.

Es una cuestión de cálculo sencillo determinar esta “velocidad crítica” para cualquier cuerpo celeste. Cuanto mayor sea el cuerpo, generalmente mayor deberá ser la velocidad inicial necesaria para que el proyectil abandone para siempre el planeta del que fue lanzado. Como ya hemos indicado, esta velocidad es de unas siete millas por segundo en la Tierra. En el planeta Mercurio sería de tres, en Marte de tres y medio, en Saturno de veintidós y en Júpiter de treinta y siete; mientras que para que un proyectil pueda alejarse del Sol sin posibilidad de retorno, debe dejar su superficie brillante a una velocidad no inferior a 391 millas por segundo.

Suponiendo que hubiera una cantidad de hidrógeno libre en nuestra atmósfera, sus moléculas se moverían a una velocidad promedio de unos una milla por segundo. Ocasionalmente, por una combinación de circunstancias, alguna molécula alcanzaría una velocidad superior a siete millas por segundo. Si esto ocurría en los límites de la atmósfera, donde evitaba chocar con otras moléculas, este último objeto volaría hacia el espacio y no sería recuperado por la Tierra. Mediante repeticiones constantes de este proceso, a lo largo de incontables eras, todas las moléculas de gas hidrógeno escaparían de la Tierra, y de esta manera podemos explicar el hecho de que no existe hidrógeno libre en la atmósfera terrestre.[10]

Las velocidades que pueden alcanzar las moléculas de gases distintos al hidrógeno son demasiado bajas como para permitirles escapar de la atracción de la Tierra. Por lo tanto, encontramos que el oxígeno, el nitrógeno, el vapor de agua y el dióxido de carbono permanecen como componentes permanentes de nuestro aire. Por otro lado, la enorme masa del Sol hace que la “velocidad crítica” en su superficie sea tan elevada (391 millas por segundo) que ni siquiera las moléculas de hidrógeno pueden igualarla. En consecuencia, como ya hemos visto, el hidrógeno es un componente muy importante del manto atmosférico del Sol.

Si ahora aplicamos este razonamiento a la Luna, se calcula que la velocidad crítica es de solo una milla y media por segundo. Esto parece estar dentro de los límites de las velocidades máximas que pueden alcanzar las moléculas de oxígeno, nitrógeno y otros gases. Por lo tanto, se deduce que ninguno de estos gases podría permanecer de forma permanente para formar una atmósfera en la superficie de un cuerpo tan pequeño como la Luna. Esta parece ser la razón por la cual no existen rastros de ningún entorno gaseoso en nuestro satélite.

La ausencia de aire y de agua en la Luna explica la extraordinaria rudeza del paisaje lunar. Sabemos que en la Tierra la acción del viento y de la lluvia, del helado y de la nieve, tiende constantemente a desgastar nuestras montañas y reducir sus asperezas. En la Luna no actúan tales agentes. Los volcanes dieron forma a la superficie hasta su estado actual, y, aunque han dejado de funcionar desde hace siglos, los vestigios de su labor…

Parecen casi tan frescos hoy en día como lo eran cuando se extinguieron los poderosos incendios.

“Las torres coronadas de nubes, los espléndidos palacios, los templos solemnes” solo tienen una breve existencia en la Tierra. Es principalmente la acción constante del agua y del aire lo que hace que desaparezcan como “la estructura sin fundamento de una visión”. En la Luna, estas causas de desintegración y decadencia están completamente ausentes; aunque quizás los cambios de temperatura al pasar de el día lunar a la noche lunar podrían provocar expansiones y contracciones que, hasta cierto punto, compensarían la falta de agentes de disolución más potentes.

Parece probable que un edificio en la Luna permaneciera siglo tras siglo tal como lo dejaron sus constructores. No sería necesario usar vidrio en las ventanas, ya que no hay viento ni lluvia que impida la entrada de luz. Tampoco habría necesidad de chimeneas en las habitaciones, pues el combustible no puede arder sin aire. Los habitantes de una ciudad lunar descubrirían que no podría levantarse polvo, no se percibirían olores ni se escucharían sonidos.

El hombre es una criatura adaptada para vivir en circunstancias muy limitadas. Unos pocos grados más o menos de temperatura, una ligera variación en la composición del aire, la adecuación precisa de la comida: todo eso marca la diferencia entre la salud y la enfermedad, entre la vida y la muerte. Al mirar más allá de la Luna, hacia la inmensidad del universo, encontramos innumerables cuerpos celestes con toda clase de temperaturas y condiciones posibles. Entre este enorme número de mundos que ocupan el espacio, ¿habrá alguno habitado por seres vivos? A esta gran pregunta, la ciencia no puede responder: no podemos saberlo. Sin embargo, es imposible resistirse a hacer una conjetura. Encontramos que nuestra Tierra está llena de vida en todas partes. La vida existe en las condiciones más variadas que se pueden imaginar: bajo el calor intenso de los trópicos y en el frío eterno de los polos. También la encontramos en cuevas donde nunca penetra un rayo de luz. Tampoco falta en las profundidades del océano, bajo una presión de toneladas por pulgada cuadrada.

Cualesquiera que sean las circunstancias externas, la Naturaleza generalmente proporciona alguna forma de vida adecuada a dichas circunstancias.

No es en absoluto probable que, entre los millones de cuerpos celestes del universo, haya uno solo exactamente igual a nuestra Tierra: con aire y agua, con el mismo tamaño y composición. No parece probable que un hombre pueda vivir una hora en ningún otro cuerpo del universo aparte de la Tierra, ni que un roble pueda sobrevivir una sola estación en cualquier otro cuerpo celeste. Los hombres pueden habitar en la Tierra y los robles pueden prosperar allí, porque la constitución del hombre y del roble está especialmente adaptada a las circunstancias particulares de la Tierra.

Si pudiéramos observar más de cerca algunos de los cuerpos celestes, probablemente descubriríamos que también ellos están repletos de vida, pero de una vida especialmente adaptada al entorno: vida en formas extrañas e insólitas; vida mucho más extraña para nosotros de lo que Colón la encontró en el Nuevo Mundo cuando desembarcó allí por primera vez. Quizás una vida aún más extraña de lo que Dante describió o Doré dibujó. La inteligencia también podría tener su hogar en esos cuerpos celestes, no menos que en la Tierra. Hay planetas más grandes y planetas más pequeños; atmósferas más densas y atmósferas menos densas. La filosofía más acertada sobre este tema está plasmada en las palabras de Tennyson:

“Repite esta verdad en tu mente:
Que en un universo ilimitado
Existe lo ilimitadamente mejor y lo ilimitadamente peor.

¿Crees acaso que esta forma de esperanzas y temores
no podría encontrar algo más majestuoso que sus semejantes
en esos cien millones de cuerpos celestes?”

PLACA X.
TICHO Y SUS ALREDEDORES.
(SEGÚN NASMYTH.)

CAPÍTULO IV.
EL SISTEMA SOLAR.
Importancia excepcional del Sol y la Luna—El curso a seguir—El orden de distancia—Las órbitas vecinas—¿Cómo distinguirlas?—Los planetas Venus y Júpiter llaman la atención por su brillo—Sirio no es un vecino—Los planetas Saturno y Mercurio—Planetas telescópicos—El criterio para determinar si un cuerpo debe considerarse un vecino—Significado de la palabra planeta—Urano y Neptuno—Cometas—Los planetas son iluminados por el Sol—Las estrellas no lo son—La Tierra es realmente un planeta—Los cuatro planetas interiores: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte—Velocidad de la Tierra—Los planetas exteriores: Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno—Luz y calor recibidos por los planetas del Sol—Tamaños comparativos de los planetas—Los planetas menores—Todos los planetas giran en la misma dirección—El sistema solar—Un grupo de islas en el espacio.

En los dos capítulos anteriores de esta obra hemos procurado describir los cuerpos celestes según su importancia relativa para la humanidad. ¿Podríamos dudar ni por un momento sobre cuál de los numerosos cuerpos del universo debería ser el primero en recibir nuestra atención? No nos referimos ahora a la importancia intrínseca del Sol en comparación con otros cuerpos o grupos de cuerpos dispersos por el espacio. Puede que numerosos globos compitan con el Sol en cuanto a esplendor real, tamaño y masa. De hecho, más adelante en este volumen demostraremos que así es; y entonces podremos indicar el verdadero rango del Sol entre las innumerables huestes celestes. Pero sea cual sea la importancia del Sol, considerado simplemente como uno de los cuerpos que abundan en el espacio, no puede haber duda alguna sobre el hecho de que su influencia sobre la Tierra supera enormemente la de todos los demás cuerpos del universo juntos. Por lo tanto, era natural—de hecho, inevitable—que nuestro primer examen de los cuerpos celestes se dirigiera a ese poderoso cuerpo que es la fuente misma de nuestra vida.

Tampoco podría haber mucha duda respecto al segundo paso que debía darse. La importancia intrínseca de la Luna, en comparación con otros…

Los cuerpos celestes pueden ser pequeños; de hecho, como veremos más adelante, son casi infinitesimales. Pero en la economía de nuestro planeta, la Luna ha desempeñado, y sigue desempeñando, un papel cuya importancia solo es superada por la del propio Sol. La Luna está tan cerca de nosotros que sus brillantes rayos se vuelven invisibles frente a innumerables esferas de tamaño y esplendor intrínseco incomparablemente mayores que el suyo. La Luna ocupa también una posición excepcional en la historia de la astronomía; pues la ley de la gravedad, el mayor descubrimiento que la ciencia haya conocido hasta ahora, se logró principalmente mediante observaciones de la Luna. Por lo tanto, era natural que un capítulo inicial de nuestra Historia de los Cielos estuviera dedicado a un cuerpo cuyo interés se acercaba tanto al del propio Sol.

Pero como el Sol y la Luna ya han sido descritos parcialmente (más adelante tendremos que referirnos a ellos nuevamente), es natural sentir cierta vacilación al elegir el siguiente paso. Al quitar de nuestra vista a estas dos grandes luminarias, no queda ningún otro cuerpo celeste de tal interés y significado excepcionales como para indicarnos claramente qué rumbo seguir; deseamos desarrollar la historia de los cielos de la manera más natural posible. Si intentáramos describir los cuerpos celestes en orden a su magnitud real, nuestra ignorancia haría que consideráramos esta tarea imposible. Ni siquiera podemos hacer conjeturas sobre qué cuerpo celestial debería ocupar el primer lugar en la lista. Incluso si ese cuerpo más poderoso estuviera al alcance de nuestros telescopios (lo cual es en sí mismo una suposición altamente improbable), no tenemos la menor idea de en qué parte de los cielos buscarlo. Y aunque esto fuera posible —si pudiéramos ordenar todos los cuerpos visibles según su magnitud y esplendor—, el método seguiría siendo impracticable, ya que de la mayoría de ellos sabemos poco o nada.

Por lo tanto, estamos obligados a adoptar un método diferente, y el más sencillo, así como el más natural, será seguir, en la medida de lo posible, el orden de distancia de los diferentes cuerpos. Ya hemos hablado de la Luna como el vecino más cercano a la Tierra; a continuación consideraremos algunos otros cuerpos celestes que están relativamente cerca de nosotros; luego, a medida que el tema se desarrolle, discutiremos los objetos más lejanos.

más lejos, hasta casi al final del volumen, nos ocuparemos de considerar los cuerpos más distantes del universo que el telescopio nos ha revelado hasta ahora.

Incluso cuando hayamos decidido este principio, nuestro enfoque sigue sin estar libre de ambigüedades. Muchos de los cuerpos celestes se encuentran en movimiento, por lo que sus distancias relativas con respecto a la Tierra están en constante cambio; sin embargo, esta es una dificultad que no necesita detenernos. No intentaremos adherirnos estrictamente al principio en todos sus detalles. Será suficiente si primero describimos aquellos grandes cuerpos —no una clase muy numerosa— que, hablando en términos relativos, se encuentran en nuestras cercanías, aunque aún a distancias variables; y luego pasaremos a los incontables cuerpos que están separados de nosotros por distancias tan enormes que la imaginación se ve frustrada al intentar comprenderlas.

Examinemos, pues, el cielo para descubrir aquellas esferas que se encuentran en nuestra vecindad. El sol ya se ha puesto, la luna aún no ha salido; un cielo despejado muestra un firmamento resplandeciente con innumerables gemas de luz. Algunas están agrupadas en constelaciones bien definidas; otras parecen dispersas de forma caótica, con todo tipo de brillos, desde el más intenso hasta el punto más tenue que el ojo apenas puede percibir. Entre toda esta multitud de objetos, ¿cómo podemos identificar aquellos que se encuentran más cerca de la Tierra? Mire hacia el oeste: allí, sobre el lugar donde aún persisten los últimos rayos del sol, a menudo vemos brillar la hermosa estrella vespertina. Esta es el planeta Venus, una esfera encantadora, hermana gemela de la Tierra. El brillo de este planeta y sus rápidos cambios tanto en posición como en brillo sugieren de inmediato que está mucho más cerca de la Tierra que otros objetos similares a estrellas. Esta suposición ha sido ampliamente confirmada por mediciones precisas, y por lo tanto Venus debe incluirse en la lista de las esferas que constituyen nuestros vecinos.

Otro planeta notable —casi rivalizando con Venus en brillo, y superándolo con creces en la magnificencia de sus proporciones y su séquito— lleva desde la antigüedad el majestuoso nombre de Júpiter. Sin duda, Júpiter está mucho más lejos de nosotros que Venus. De hecho, siempre está al menos dos veces más lejos.

Y a veces, incluso diez veces más. Pero aún así debemos incluir a Júpiter entre nuestros vecinos. En comparación con la multitud de estrellas que brillan en el cielo, Júpiter debe considerarse bastante cercano. Es cierto que la distancia a este gran planeta se expresa en cientos de millones de millas; sin embargo, por grande que sea esa distancia, habría que multiplicarla por decenas de miles, o incluso cientos de miles, para que fuera lo suficientemente larga como para cruzar el abismo que existe entre la Tierra y la estrella más cercana.

Venus y Júpiter han llamado nuestra atención por su brillo excepcional. Sin embargo, cometeríamos un error si asumimos en general que los objetos más brillantes son aquellos que están más cerca de la Tierra. Un observador inexperto en astronomía podría señalar a la Estrella del Perro, o Sirio, como uno de nuestros vecinos, debido a su brillo excepcional. Pero eso sería un error. Más adelante tendremos oportunidad de hablar más detalladamente sobre esta joya de nuestros cielos del sur; entonces veremos que Sirio es un planeta enorme, que supera con creces a nuestro Sol tanto en tamaño como en esplendor, pero que se encuentra a una distancia tan enorme en el espacio que sus rayos debilitados, al llegar a la Tierra, nos dan la impresión no de un sol poderoso, sino solo de una estrella brillante.

El principio de selección, mediante el cual se pueden distinguir los vecinos de la Tierra, será explicado más adelante; por ahora, basta con saber que nuestra lista se ampliará primero con la adición del único objeto conocido como Saturno, aunque su brillo es muy inferior al de Sirio y a el de algunas otras estrellas. Luego añadimos a Marte, un planeta que ocasionalmente se acerca tanto a la Tierra que brilla con un resplandor intenso, lo cual difícilmente nos prepararía para saber que este planeta es, en realidad, uno de los cuerpos celestes más pequeños. Además de los objetos que hemos mencionado, los astrónomos antiguos detectaron un quinto planeta, conocido como Mercurio: un planeta que normalmente es invisible entre la luz que rodea al Sol. Sin embargo, Mercurio ocasionalmente se aleja lo suficiente de nuestro sol como para poder ser visto antes del amanecer o después del atardecer. Estos cinco: Mercurio, Venus,

Marte, Júpiter y Saturno constituían los planetas conocidos desde la antigüedad remota.

Sin embargo, ahora podemos ampliar algo más esta lista al añadirle los objetos telescópicos que en tiempos modernos se han descubierto como nuestros vecinos. Aquí ya no debemos posponer la introducción del criterio mediante el cual podemos detectar si un cuerpo se encuentra cerca de la Tierra o no. Los planetas más brillantes pueden reconocerse por el brillo constante de su luz, en contraste con el parpadeo incesante de las estrellas. No obstante, si prestamos un poco de atención a cualquiera de los cuerpos que hemos mencionado, podremos observar una diferencia aún más clara entre los planetas y las estrellas.

Observen, por ejemplo, a Júpiter, en cualquier noche despejada en la que se puedan ver bien los cielos, y anoten su posición con respecto a las constelaciones de su entorno: si está a la derecha de esta estrella o a la izquierda de aquella; directamente entre este par de estrellas o apuntando directamente hacia ellas. Luego marcamos la posición de Júpiter en un mapa celeste, o hacemos un boceto de las estrellas de los alrededores que muestre la posición del planeta. Después de uno o dos meses, cuando se repiten las observaciones, se debe comparar nuevamente la posición de Júpiter con esas estrellas que sirvieron para definirla. Se descubrirá que, mientras las estrellas han mantenido sus posiciones relativas, la posición de Júpiter ha cambiado. Por eso este cuerpo se denomina adecuadamente planeta, o errante, porque se mueve constantemente de una parte del firmamento a otra. Mediante comparaciones similares, se puede demostrar que los otros cuerpos que hemos mencionado —Venus y Mercurio, Saturno y Marte— también son errantes y pertenecen a ese grupo de cuerpos celestes conocidos como planetas. Así, pues, aquí tenemos el criterio sencillo mediante el cual se pueden distinguir fácilmente los vecinos de la Tierra de las estrellas. Cada uno de los cuerpos cercanos a la Tierra es un planeta, o errante, y el simple hecho de que un cuerpo sea errante es suficiente para demostrar que pertenece a la clase que ahora estamos estudiando.

Con esta prueba, podemos añadir de inmediato elementos a nuestra lista de vecinos. Entre la inmensidad de esferas que revela el telescopio, nosotros…

Ocasionalmente se encuentra uno que es un errante. Dos otros planetas poderosos, conocidos como Urano y Neptuno, deben añadirse así a los cinco ya mencionados, formando en total un grupo de siete grandes planetas. También se puede contar con un número mucho mayor si admitimos en nuestro campo visual cuerpos que no solo parecen ser objetos diminutos visibles mediante el telescopio, sino que en realidad son esferas pequeñas en comparación con el enorme tamaño de nuestra Tierra. Estos planetas menores, cuyo número supera los cuatrocientos, también se encuentran entre los vecinos de la Tierra.

Deberíamos señalar que otra clase de cuerpos celestes, muy diferentes de los planetas, también debe incluirse en nuestro sistema. Se trata de los cometas, y de hecho puede ocurrir que alguno de estos cuerpos erráticos se acerque a veces a la Tierra más de lo que lo ha hecho jamás el planeta más cercano. Estos misteriosos visitantes necesariamente atraerán gran parte de nuestra atención más adelante. Por ahora, limitamos nuestra atención a esas esferas más sustanciales, ya sean grandes o pequeñas, que siempre se denominan planetas.

Imagínese por un momento que se pudiera colocar una cubierta opaca alrededor de nuestro Sol de modo que todos sus rayos fueran extinguidos. Que nuestra Tierra quedaría sumida en la oscuridad de la medianoche es, por supuesto, una consecuencia obvia. Un breve análisis mostrará que la Luna, que brilla gracias a los rayos reflejados del Sol, se volvería completamente invisible. Pero, ¿tendría esta extinción de la luz solar algún otro efecto? ¿Influiría en los innumerables puntos brillantes que adornan el cielo a medianoche? Tal oscurecimiento del Sol produciría, de hecho, un efecto notable en el cielo nocturno, algo que se podría observar con un poco de atención. Las estrellas, sin duda, no mostrarían el más mínimo cambio en su brillo. Cada estrella brilla por su propia luz y no depende del Sol. Las constelaciones seguirían parpadeando como antes, pero los planetas experimentarían un cambio maravilloso. Si el Sol fuera oscurecido, los planetas también desaparecerían de la vista. El cielo de medianoche experimentaría así la desaparición gradual de los planetas, mientras las estrellas permanecerían inmutables. Puede parecer difícil comprender cómo el brillo de Venus o el resplandor de Júpiter provienen únicamente de los rayos que caen sobre estos cuerpos desde el lejano Sol. Sin embargo, la evidencia es concluyente al respecto; y será presentada.

Cuando analicemos en detalle los varios planetas, se lo explicaremos al lector de manera más completa.

Supongamos que observamos a Júpiter en lo alto del cielo durante una noche de invierno. Podría argumentarse que, dado que la Tierra se encuentra entre Júpiter y el Sol, es imposible que los rayos solares lleguen hasta el planeta. Quizás esta no sea una visión antinatural para un habitante de la Tierra, hasta que conozca las dimensiones relativas de los diversos cuerpos involucrados y las distancias que los separan. Pero para un habitante del planeta Júpiter, la cuestión tendría una forma muy diferente. Si a tal ser se le preguntara si sufría alguna molestia por la interposición de la Tierra entre él y el Sol, su respuesta sería algo así: “Sin duda, un evento como el paso de la Tierra entre yo y el Sol es posible, y ha ocurrido en ocasiones raras, separadas por largos intervalos; pero lejos de ese tránsito causar alguna molestia, toda la Tierra, de la que ustedes piensan tanto, es en realidad tan diminuta que, cuando pasaba frente al Sol, solo se veía como un pequeño punto bajo el telescopio, y la cantidad de luz solar que interceptaba era completamente insignificante”.

El hecho de que los planetas brillen gracias a la luz del Sol indica de inmediato su similitud con nuestra Tierra. Esto nos lleva a considerar a nuestro Sol como un globo ardiente central, asociado a numerosos cuerpos mucho más pequeños; cada uno de ellos, al ser oscuro por sí mismo, debe su luz y su calor al Sol.

Esa fue, de hecho, una gran conquista en astronomía, ya que demostró la naturaleza del sistema solar. El descubrimiento de que nuestra Tierra debía ser un globo aislado en el espacio ya fue en sí mismo un enorme esfuerzo del intelecto humano; pero cuando se comprendió que este globo era solo uno de un grupo completo de objetos similares —algunos sin duda más pequeños, pero otros mucho mayores— y cuando además se determinó que estos cuerpos estaban sometidos al control supremo del Sol, tuvimos una serie de descubrimientos que provocaron una transformación fundamental en el conocimiento humano.

Vemos, pues, que el sol preside una numerosa familia. Los miembros de esa familia dependen del sol, y sus dimensiones están proporcionalmente adaptadas a su posición subordinada. Incluso Júpiter, el miembro más grande de esa familia, no contiene ni siquiera una milésima parte del material que constituye la mayor parte del sol. Sin embargo, solo el volumen de Júpiter superaría al de los demás planetas si todos se unieran.

Alrededor de la luz central de la Figura 31 hemos trazado cuatro círculos con líneas punteadas que ilustran suficientemente las órbitas en las que se mueven los diferentes cuerpos. La más interna de estas cuatro trayectorias representa la órbita del planeta Mercurio. El planeta se mueve alrededor del sol por esta ruta y recupera el lugar desde donde partió en ochenta y ocho días.

La siguiente órbita, más alejada del sol, es la del planeta Venus, al que ya hemos mencionado como la conocida Estrella Vespertina. Venus completa un circuito completo en 225 días. Un paso más lejos del sol llegamos a la órbita de otro planeta. Este cuerpo tiene casi el mismo tamaño que Venus y, por lo tanto, es mucho más grande que Mercurio. El planeta que ahora consideramos realiza cada revolución en 365 días. Este período nos resulta familiar: es la duración de un año; y ese planeta es la Tierra sobre la que estamos. Existe una forma impresionante de comprender la distancia que la Tierra debe recorrer en cada viaje anual. La circunferencia de un círculo es aproximadamente tres veces y siete décimas partes del diámetro de dicho círculo; así, si tomamos la distancia desde la Tierra hasta el centro del sol como 92.900.000 millas, el diámetro del círculo que describe la Tierra alrededor del sol será de 185.800.000 millas, y por consiguiente la circunferencia de este enorme círculo en el que la Tierra gira alrededor del sol es de 583.000.000 millas. La Tierra debe recorrer esta distancia cada año. Basta realizar una simple división para saber cuánta distancia debemos recorrer cada segundo para completar este largo viaje en doce meses. Resultará que la Tierra debe recorrer en realidad dieciocho millas por segundo, ya que de lo contrario no terminaría su viaje dentro del tiempo asignado.

Fig. 31.—Las órbitas de los cuatro planetas interiores.
Hagamos una pausa para pensar en lo que realmente implica una velocidad de dieciocho millas por segundo. ¿Podemos alcanzar una velocidad tan enorme? Comparemosla con nuestros tipos habituales de movimiento rápido. Miren ese tren expreso: cómo se precipita bajo el puente y, en un instante, desaparece de la vista. ¿Puede haber alguna velocidad mayor que esa? Intentémoslo con cifras. El tren se mueve a una milla por minuto; multipliquemos esa velocidad por dieciocho y obtenemos dieciocho millas por minuto, pero debemos multiplicarla además por sesenta para obtener dieciocho millas por segundo. La velocidad del tren expreso ni siquiera es la milésima parte de la velocidad de la Tierra. Tomemos otra ilustración. Nos encontramos en el campo de tiro para ver cómo se dispara un rifle contra un objetivo a 1.000 pies de distancia, y descubrimos…

que un segundo o dos son suficientes para que la bala recorra esa distancia. La Tierra se mueve casi cien veces más rápido que la bala de un rifle.

Fig. 32.—El movimiento de la Tierra.
Visto de otra manera, la enorme velocidad de la Tierra no parece excesiva. La Tierra es un globo gigantesco, tan grande que, incluso moviéndose a esta velocidad, le lleva casi ocho minutos recorrer su propio diámetro. Si un barco de vapor necesitara ocho minutos para recorrer una distancia igual a su propia longitud, su velocidad sería inferior a una milla por hora. Para ilustrar este método de considerar el tema, aquí mostramos una vista del progreso realizado por la Tierra (Fig. 32). La distancia entre los centros de estos círculos es aproximadamente seis veces el diámetro; y, en consecuencia, si se consideran como representación de la Tierra, el tiempo necesario para pasar de una posición a otra es de unos cuarenta y ocho minutos.

Fuera de la trayectoria de la Tierra, llegamos a la órbita del cuarto planeta, Marte, que necesita 687 días, o casi dos años, para completar su circunferencia alrededor del Sol. Con nuestra llegada a Marte, hemos alcanzado el límite de la parte interior del sistema solar.

Los cuatro planetas que hemos mencionado forman un grupo en sí mismos, distinguidos por su proximidad relativa al Sol. Todos son cuerpos de dimensiones moderadas. Venus y la Tierra son globos de aproximadamente el mismo tamaño. Mercurio y Marte son objetos más pequeños que, en cuanto a volumen, se encuentran entre la Tierra y la Luna. Los cuatro planetas que están más cerca del Sol son enormemente superados en volumen y peso por los cuerpos gigantescos de nuestro sistema: el imponente grupo de Júpiter y Saturno, Urano y Neptuno.

Fig. 33.—Las órbitas de los cuatro planetas gigantes.

Estos planetas gigantes reciben la guía del sol en igual medida que sus hermanos más débiles. En el diagrama de esta página (Fig. 33) se representan partes de las órbitas de los grandes planetas exteriores. El sol, como antes, se encuentra en el centro, pero los planetas interiores, a esta escala, estarían tan cerca del sol que solo es posible representar la órbita de Marte. Después de la órbita de Marte hay un intervalo considerable, que no está exento, sin embargo, de actividad planetaria; luego siguen las órbitas de Júpiter y Saturno. Más allá, tenemos a Urano, una gran esfera apenas visible a simple vista; y, finalmente, todo el sistema está delimitado por la gran órbita de Neptuno, un planeta sobre el cual tendremos una historia maravillosa que contar.

Los diversos círculos de la Fig. 34 muestran los tamaños aparentes del sol vistos desde los diferentes planetas. Tomando el círculo correspondiente a la Tierra…

Representan la cantidad de calor y luz que la Tierra recibe del Sol; los demás círculos indican el calor y la luz que reciben los planetas correspondientes. El siguiente planeta exterior a la Tierra es Marte, cuya cuota de bendiciones solares no es muy inferior a la de la Tierra; pero no podemos comprender cómo cuerpos tan lejanos como Júpiter o Saturno pueden tener climas siquiera comparables a los de los planetas que se encuentran en posiciones más favorables.

Fig. 34: Tamaño aparente comparativo del Sol visto desde los diversos planetas.
La Fig. 35 muestra una imagen de toda la familia de planetas que rodean al Sol; están representados en la misma escala, para así mostrar sus tamaños comparativos.

Si se mide por su volumen, Júpiter es más de 1.200 veces más grande que la Tierra, de modo que harían falta al menos 1.200 Tierras unidas para formar un globo del mismo tamaño que el de Júpiter. Si se mide por su peso, la diferencia entre la Tierra y Júpiter, aunque sigue siendo enorme, no es tan grande; pero este es un tema que se tratará con mayor detalle en un capítulo posterior.

Fig. 35.—Tamaños comparativos de los planetas.

Incluso en este estudio preliminar del sistema solar no debemos omitir mencionar los planetas que captan nuestra atención, no por su tamaño, sino por su abundancia. En la amplia zona delimitada por dentro por la órbita de Marte y por fuera por la órbita de Júpiter, se creyó en su momento que no había ningún planeta en órbita. Las investigaciones modernas han demostrado que esta región está habitada, no por un solo planeta, sino por cientos. El descubrimiento de estos planetas es una tarea que han asumido varios astrónomos diligentes de nuestros días, mientras que el estudio de sus movimientos constituye un trabajo para otros científicos. Encontraremos algo que aprender con el estudio de estos diminutos

cuerpos, y especialmente de otro pequeño planeta llamado Eros, que se encuentra más cerca de la Tierra que el límite indicado anteriormente. Se dedicará un capítulo a estos objetos.

Pero por el momento no pretendemos adentrarnos en las meras estadísticas del sistema planetario. Si esa fuera nuestra intención, las tablas al final del volumen demostrarían que existen abundantes materiales al respecto. Los astrónomos han hecho un inventario de cada uno de los planetas. Han medido sus distancias, la forma de sus órbitas y las posiciones de dichas órbitas, sus tiempos de rotación y, en el caso de todos los planetas más grandes, sus tamaños y sus masas. Dichos resultados son de interés para muchos fines. Sin embargo, son las características más generales de esta ciencia las que actualmente requieren nuestra atención.

Concluyamos señalando una o dos verdades importantes relacionadas con nuestro sistema planetario. Hemos visto que todos los planetas giran en trayectorias casi circulares alrededor del Sol. Ahora debemos añadir otro hecho de gran importancia: cada uno de los planetas sigue su camino en la misma dirección. Por lo tanto, puede ocurrir que un cuerpo así supere a otro, pero nunca puede darse el caso de que dos planetas pasen uno junto al otro como lo hacen los trenes en vías ferroviarias adyacentes. Más adelante descubriremos que el bienestar general de nuestro sistema, e incluso su existencia continua, depende de esta notable uniformidad, en combinación con otras características del sistema.

Así es nuestro sistema solar: un poderoso grupo organizado de planetas que circulan bajo el control del Sol y completamente aislados de toda interferencia externa. Ninguna estrella, ninguna constelación, tiene ninguna influencia apreciable en nuestro sistema solar. Constituimos un pequeño grupo de islas, separadas de las estrellas más cercanas por distancias asombrosas. Puede que, al igual que las demás estrellas son soles, también ellas puedan tener sistemas de planetas que giran alrededor de ellas; pero de esto no sabemos nada. De las estrellas solo podemos decir que nos aparecen como puntos de luz, y cualquier planeta que puedan tener permanecerá para siempre invisible para nosotros, incluso si fueran muchas veces más grandes que Júpiter.

No necesitamos lamentarnos por esta limitación en nuestro conocimiento posible, pues así como encontramos en el sistema solar todo lo necesario para nuestras necesidades corporales diarias, así también tendremos ocupaciones suficientes para todas las facultades que podamos poseer al intentar comprender esos misterios del cielo que están al alcance de nuestra mano.

CAPÍTULO V.
LA LEY DE LA GRAVITACIÓN.
Gravitación: la caída de una piedra al suelo; todos los cuerpos caen por igual, a dieciséis pies por segundo. ¿Es esto cierto a grandes alturas? Caída de un cuerpo a una altura de un cuarto de millón de millas. Cómo Newton obtuvo una respuesta desde la Luna. Su gran descubrimiento. Enunciado de la ley de la gravitación. Ilustraciones de la ley. ¿Por qué todos los cuerpos del universo no se precipitan unos hacia otros? El efecto del movimiento. Cómo puede producirse una trayectoria circular mediante la atracción. Resumen general del movimiento de la Luna. ¿Es la gravitación una fuerza de gran intensidad? Dos pesos de 50 libras. Dos esferas de hierro, de 53 yardas de diámetro y separadas por una milla, se atraen con una fuerza de 1 libra. Características de la gravitación. Las órbitas de los planetas no son círculos estrictos. Los descubrimientos de Kepler. Construcción de una elipse. La primera ley de Kepler. ¿Se mueve un planeta de manera uniforme? Ley de los cambios de velocidad. La segunda ley de Kepler. La relación entre las distancias y los tiempos periódicos. La tercera ley de Kepler. Las leyes de Kepler y la ley de la gravitación. Movimiento en línea recta. Un cuerpo que no esté sometido a fuerzas perturbadoras se movería en línea recta a velocidad constante. Aplicación a la Tierra y a los planetas. La ley de la gravitación deducida de las leyes de Kepler. Gravitación universal.

Nuestra descripción de los cuerpos celestes debe sufrir una breve interrupción, mientras ilustramos con detalle apropiado un principio importante, conocido como la ley de la gravitación, que sustenta toda la astronomía. Mediante esta ley podemos explicar los movimientos de la Luna alrededor de la Tierra y de los planetas alrededor del Sol. Por lo tanto, es nuestro deber tratar este tema antes de pasar a una descripción más detallada de los distintos planetas. También descubriremos que la ley de la gravitación arroja algo de luz muy necesaria sobre la naturaleza de las estrellas situadas en las distancias más remotas del espacio. Además, nos permite echar un vistazo a los tiempos pasados y rastrear, aunque no con certeza, ciertas fases tempranas de la historia de nuestro sistema. El Sol y la Luna, los planetas y los cometas, las estrellas y las nebulosas, todos están sujetos a esta ley universal, que ahora ocupará nuestra atención.

¿Qué puede ser más familiar que el hecho de que cuando se deja caer una piedra, esta caerá al suelo? Al principio, nadie considera que este fenómeno merezca ser mencionado. La gente a menudo se sorprende al ver cómo un trozo de hierro es atraído por un imán. Sin embargo, la caída de una piedra al suelo es la manifestación de una fuerza igualmente interesante que la fuerza del magnetismo. Es la Tierra la que atrae a la piedra, tal como el imán atrae al hierro. En ambos casos se trata de una fuerza de atracción; pero mientras que la atracción magnética está limitada a unas pocas sustancias y tiene una importancia relativamente limitada, la atracción gravitacional es significativa en todo el universo.

Comencemos con algunos experimentos muy sencillos sobre la fuerza de gravedad. Tenga en la mano un pequeño trozo de plomo y déjelo caer sobre un cojín. El plomo necesita cierto tiempo para pasar de los dedos al cojín, pero ese tiempo siempre es el mismo cuando la altura es la misma. Ahora tome un trozo de plomo más grande y sostenga uno en cada mano a la misma altura. Si ambos se dejan caer al mismo tiempo, llegarán al cojín simultáneamente. Podría pensarse que el cuerpo más pesado caería más rápido que el cuerpo más ligero; pero al realizar el experimento, se ve que no es así. Repita el experimento con otras sustancias. Se descubrirá que una canica común cae en el mismo tiempo que el trozo de plomo. Con un trozo de corcho intentamos nuevamente el experimento, y obtenemos el mismo resultado. Al principio parece que el experimento falla cuando comparamos una pluma con el trozo de plomo; pero eso se debe únicamente al aire, que resiste más a la pluma que al plomo. Sin embargo, si se coloca la pluma en la parte superior de una moneda y se deja caer la moneda horizontalmente, esta despejará el aire del camino de la pluma durante su descenso, y entonces la pluma caerá tan rápido como la moneda, tan rápido como la canica o tan rápido como el plomo.

Si el observador estuviera en una galería mientras se realizan estos experimentos, y si el cojín estuviera a dieciséis pies por debajo de sus manos, entonces el tiempo que tardaría la canica en caer esos dieciséis pies sería de un segundo. El tiempo que tardarían el corcho o el plomo sería el mismo; e incluso la pluma misma caería esos dieciséis pies en un segundo, si fuera posible protegerla del aire.

de la interferencia del aire. Pruebe este experimento dondequiera que sea: en Londres, o en cualquier otra ciudad, en cualquier isla o continente, a bordo de un barco en el mar, en el Polo Norte, en el Polo Sur o en el ecuador, siempre se comprobará que cualquier cuerpo, de cualquier tamaño o material, caerá unos dieciséis pies en un segundo.

Para evitar cualquier impresión errónea, podemos mencionar que la distancia recorrida en un segundo varía ligeramente en diferentes partes de la Tierra, pero por causas que no es necesario analizar en este momento. Por ahora, consideraremos dieciséis pies como la distancia que recorrería cualquier cuerpo, sin interferencias, en un segundo en cualquier parte de la superficie terrestre. Pero ahora, extendamos nuestra visión más allá de la superficie terrestre y averigüemos hasta dónde puede aplicarse esta ley de los dieciséis pies por segundo en otros lugares. Por ejemplo, subamos a la cima de una montaña e intentemos el experimento allí. Se descubriría que, en la cima de la montaña, una canica tardaría un poco más en caer los dieciséis pies que si se dejara caer desde su base. La diferencia sería muy pequeña, pero aún así sería medible, y sería suficiente para demostrar que la fuerza de la Tierra para atraer la canica hacia el suelo se debilita algo en un punto elevado sobre la superficie terrestre. Sea cual sea la altitud a la que ascendamos, ya sea la cima de una montaña alta o las altitudes aún mayores alcanzadas en ascensos en globo, nunca encontraremos que la tendencia de los cuerpos a caer al suelo cese, aunque sin duda cuanto más alto subimos, más se debilita esa tendencia. Sería de gran interés saber hasta dónde puede extenderse realmente esta fuerza de la Tierra para atraer los cuerpos hacia ella. No podemos llegar a más de unos cinco o seis millas sobre la superficie terrestre en un globo; sin embargo, queremos saber qué ocurriría si pudiéramos ascender 500 millas, o 5,000 millas, o incluso más, hacia las regiones del espacio.

Imagínese que un viajero contara con algún medio para elevarse a gran altura, a miles de millas, siempre hacia arriba, hasta que finalmente alcanzara la increíble altitud de casi un cuarto de millón de millas sobre el suelo. Al mirar hacia abajo, a la superficie de esa Tierra que se encuentra a tal profundidad abajo, podría verla desde una perspectiva maravillosa, como si fuera desde el aire.

Desde esa elevación extraordinaria, podría intentar uno de los experimentos más interesantes que jamás haya estado al alcance de un filósofo. Podría comprobar si la atracción terrestre se percibe a tal altura, y podría medir la intensidad de dicha atracción. Para el experimento, se puede utilizar un corcho, una canica o cualquier otro objeto, grande o pequeño; se sostiene entre los dedos y luego se suelta. Todos saben qué ocurriría en este caso aquí abajo; pero fue necesario que Sir Isaac Newton explicara qué ocurriría en tales condiciones allá arriba. Newton afirma que la fuerza de atracción de la Tierra se extiende incluso hasta esta gran altura, y que la canica caerá. Esta es la doctrina que ahora podemos poner a prueba. Estamos listos para el experimento. Se suelta la canica, y, ¡he aquí! Nuestra primera reacción es de asombro. En lugar de caer de inmediato, el pequeño objeto parece permanecer suspendido. Estamos a punto de exclamar que debemos haber trascendido la atracción terrestre y que Newton se equivoca, cuando nuestra atención se ve capturada: la canica comienza a moverse, tan lentamente que al principio tenemos que observarla con atención. Pero su velocidad aumenta gradualmente, de modo que la atracción terrestre queda fuera de toda duda; hasta que, adquiriendo cada vez más velocidad, la canica emprende su largo viaje de un cuarto de millón de millas hacia la Tierra.

Pero, sin duda, se dirá que un experimento así debe ser completamente imposible; y, sin duda, no puede realizarse de la manera descrita. A Newton se le ocurrió la audaz idea de utilizar a la Luna misma, que se encuentra a casi un cuarto de millón de millas sobre la Tierra, con el fin de responder a esa pregunta. Nunca antes nuestro satélite había sido utilizado para un propósito tan noble. De hecho, en todo momento está cayendo hacia la Tierra. Podemos calcular cuánto se desvía hacia la Tierra cada segundo, y así obtener una medida de la fuerza de atracción terrestre. A través de tales investigaciones, Newton pudo averiguar que un cuerpo liberado a una distancia de 240.000 millas sobre la superficie de la Tierra seguiría siendo atraído por ella.

que en virtud de la atracción el cuerpo comenzaría a moverse hacia la Tierra; no, ciertamente, con la velocidad con la que un cuerpo cae en los experimentos realizados en la superficie, sino a una velocidad mucho menor. Un cuerpo dejado caer desde la distancia de la Luna comenzaría su largo viaje tan lentamente que pasaría un minuto, en lugar de un segundo, antes de haber recorrido una distancia de dieciséis pies.[11]

Fue al reflexionar sobre la información obtenida de esta manera desde la Luna que Newton hizo su descubrimiento inmortal. La gravedad terrestre es una fuerza que se extiende ampliamente por el espacio. Cuanto más lejano está el cuerpo, más débil se vuelve la gravedad; aquí Newton encontró la forma de determinar el gran problema relativo a la ley según la cual disminuye la intensidad de la gravedad. La información obtenida de la Luna, de que un cuerpo situado a 240,000 millas de distancia necesita un minuto para caer por una distancia equivalente a la que recorrería en un segundo aquí abajo, era de suma importancia. En primer lugar, demuestra que el poder de atracción de la Tierra, mediante el cual atrae todos los cuerpos hacia sí, se debilita a medida que aumenta la distancia. Esto, de hecho, podría haberse anticipado. Es tan razonable suponer que cuanto más nos alejamos hacia las profundidades del espacio, más disminuye el poder de atracción, como que el brillo de la luz disminuye a medida que nos alejamos de ella; y es notable que la ley según la cual la atracción gravitatoria disminuye con el aumento de la distancia sea precisamente la misma que la ley según la cual el brillo de una luz disminuye a medida que aumenta su distancia.

La ley de la naturaleza, expresada en su forma más simple, afirma que la intensidad de la gravedad varía inversamente con el cuadrado de la distancia. Permítanme intentar ilustrar esta afirmación algo abstracta con una o dos ejemplos sencillos. Supongamos que un cuerpo fuera elevado por encima de la superficie de la Tierra hasta una altura de casi 4,000 millas, de modo que estuviera a una altitud igual al radio de la Tierra. En otras palabras, un cuerpo situado de esa manera estaría dos veces más lejos del centro de la Tierra que uno que se encontrara en la superficie. La ley de la gravedad dice que entonces la intensidad de la atracción debería reducirse a una cuarta parte, de modo que la fuerza de atracción de la Tierra sobre un cuerpo a 4,000 millas de altura sea

solo una cuarta parte de la atracción de la Tierra sobre ese cuerpo, siempre y cuando este se encuentre en el suelo. Podemos imaginar que el efecto de esta atracción se manifiesta de diferentes maneras. Dejemos que el cuerpo caiga: en el lapso de un segundo solo descenderá cuatro pies, lo cual es apenas una cuarta parte de la distancia que la gravedad haría que recorriera cerca de la superficie terrestre.

Podemos considerar el asunto de otra manera, suponiendo que la atracción de la Tierra se mide con una de esas pequeñas máquinas de pesar conocidas como balanzas de resorte. Si se cuelga un peso de cuatro libras en tal aparato, en la superficie terrestre, el indicador muestra naturalmente un peso de cuatro libras; pero imaginemos que esta balanza, aún con ese peso colgado, fuera llevada cada vez más arriba; la tensión indicada disminuiría progresivamente, hasta que, al llegar a una altura de 4,000 millas, donde estaría dos veces más lejos del centro de la Tierra que al principio, la tensión indicada se reduciría a la cuarta parte, y la balanza solo mostraría una libra. Si pudiéramos imaginar que el instrumento fuera llevado aún más adentro del espacio, la lectura de la escala seguiría disminuyendo constantemente. Cuando el aparato alcanzara una altura de 8,000 millas, estando entonces tres veces más lejos del centro de la Tierra que al principio, la ley de la gravedad nos dice que la atracción debe haber disminuido a una novena parte. La tensión mostrada en la balanza sería entonces solo una novena parte de cuatro libras, o menos de media libra. Pero continuemos el viaje una vez más, sin detenernos esta vez hasta que la balanza y su peso de cuatro libras hayan llegado a esa órbita que la Luna recorre en su curso mensual alrededor de la Tierra. La distancia así alcanzada es aproximadamente sesenta veces el radio de la Tierra, y por lo tanto la atracción gravitacional se reduce en la proporción de uno entre el cuadrado de sesenta; la molla entonces solo estaría sometida a la fracción insignificante de 1/3,600 de cuatro libras. Por lo tanto, parece que un peso que en la Tierra pesaba una tonelada y media, si se elevara a 240,000 millas, pesaría menos de una libra. Pero incluso a esta enorme distancia no debemos detenernos; imaginemos que seguimos retrocediendo cada vez más; la tensión indicada por la balanza seguirá disminuyendo, pero seguirá existiendo, sin importar cuán lejos vayamos. La astronomía parece enseñarnos

que la atracción de la gravedad puede extenderse, con una intensidad adecuadamente debilitada, a través de los abismos más profundos del espacio.

El principio de la gravedad tiene un alcance mucho más amplio del que hasta ahora hemos indicado. Hemos hablado únicamente de la atracción de la Tierra y hemos afirmado que esta fuerza se extiende por todo el espacio. Pero la ley de la gravedad no está tan limitada. No solo la Tierra atrae a todos los demás cuerpos, y todos los demás cuerpos atraen a la Tierra, sino que cada uno de estos cuerpos atrae al otro; de modo que, en su forma más completa, la ley de la gravedad establece que “cada cuerpo del universo atrae a todos los demás cuerpos con una fuerza que varía inversamente con el cuadrado de la distancia”.

Es imposible sobreestimar la importancia de esta ley. Ella nos proporciona la pista mediante la cual podemos desentrañar los movimientos complicados de los planetas. Ha dado lugar a descubrimientos maravillosos, en los cuales la ley de la gravedad nos ha permitido anticipar, incluso antes de verlos, la existencia de ciertos cuerpos.

Una objeción que puede plantearse en este punto debe ser abordada primero. De hecho, parece ser una objeción plausible. Si la Tierra atrae a la Luna, ¿por qué la Luna no cae sobre la Tierra? Si la Tierra es atraída por el Sol, ¿por qué no cae dentro del Sol? Si el Sol es atraído por otras estrellas, ¿por qué estas no chocan entre sí con una colisión terrible? No es irrazonable argumentar que, si todos estos cuerpos celestes se atraen mutuamente, parecería lógico que todos ellos chocaran debido a esa atracción, uniendo así todo el universo material en una sola masa enorme. De hecho, sabemos que estas colisiones no ocurren con frecuencia y que hay muy pocas posibilidades de que tengan lugar. Vemos que, aunque se dice que nuestra Tierra ha sido atraída por el Sol durante incontables eras, la Tierra sigue estando tan lejos del Sol como siempre lo estuvo. ¿Acaso esto no está en contradicción con la doctrina de la gravedad universal? En los inicios de la astronomía, tales objeciones se consideraban, y sin duda se consideraban, casi insuperables; incluso hoy en día ocasionalmente se plantean, por lo que es aún más importante que expliquemos cómo...

Sucede que el sistema solar ha podido escapar de la catástrofe que parecía amenazarlo.

No puede haber duda de que, si la Luna y la Tierra hubieran estado inicialmente en reposo, habrían sido atraídas mutuamente por su atracción recíproca. De igual manera, si el sistema de planetas que rodean al Sol hubiera quedado inicialmente en reposo, se habrían estrellado contra él y el sistema habría sido aniquilado. Es el hecho de que los planetas se muevan, y que la Luna también se mueva, lo que ha permitido a estos cuerpos resistir con éxito esa atracción, al menos hasta el punto de no ser arrastrados hacia una destrucción total.

Es tan deseable que el estudiante comprenda claramente cómo una atracción central es compatible con un movimiento en órbita casi circular, que ofrecemos una ilustración para mostrar cómo la Luna sigue su órbita mensual bajo la guía y el control de la Tierra, que ejerce sobre ella esa atracción.

El dibujo imaginario de la Figura 36 representa una sección de la Tierra con una montaña alta en ella.[12] Si se colocara un cañón en la cima de la montaña en C, y si se disparara una bala en dirección CE con una carga moderada de pólvora, la bala se movería a lo largo de la primera trayectoria curvada. Si se disparara una segunda vez con una carga más grande, la trayectoria seguiría la segunda línea curva, y la bala volvería a caer al suelo. Pero intentémoslo la próxima vez con una carga aún mayor, e incluso con un cañón mucho más potente que cualquier arma fabricada hasta ahora. La velocidad del proyectil debe suponerse ahora de varios kilómetros por segundo, pero podemos imaginar que esa velocidad estará ajustada de tal manera que la bala se mueva a lo largo de la trayectoria CD, siempre a la misma altura sobre la Tierra, aunque siguiendo una curva, como todo proyectil debe hacerlo, desde la línea horizontal en la que se movía en el primer momento. Al llegar a D, la bala seguirá estando a la misma altura sobre la superficie, y su velocidad no disminuirá. Por lo tanto, continuará por su trayectoria y recorrerá otro cuadrante del círculo sin acercarse más a la superficie. De esta manera, el proyectil viajará alrededor de todo el globo terráqueo, regresando nuevamente a C y luego…

Empezar de nuevo por el mismo camino. Si pudiéramos eliminar la montaña y el cañón que se encuentra en su cima, tendríamos un cuerpo que giraría para siempre alrededor de la Tierra debido a la atracción gravitacional.

Fig. 36.—Ilustración del movimiento de la Luna.

Ahora, hagamos un esfuerzo de imaginación. Concibamos un cañón formidable, capaz de disparar una bala con un diámetro no menor a 2,000 millas. Disparemos esta enorme bala a una velocidad de unos 3,000 pies por segundo, lo cual es dos o tres veces mayor que la velocidad realmente alcanzable en la artillería moderna. Que esta bala sea disparada horizontalmente desde alguna estación situada a casi un cuarto de millón de millas sobre la superficie de la Tierra. Ese proyectil aterrador recorrería la Tierra en una órbita casi circular y regresaría al lugar de donde partió en aproximadamente cuatro semanas.

Luego comenzaría otra revolución; cuatro semanas más y estaría de nuevo en el punto de partida, y este movimiento continuaría durante siglos.

No supongan que estamos exagerando. De hecho, no podemos mostrar el cañón, pero sí podemos señalar un gran proyectil. Lo vemos cada mes: es la hermosa luna misma. Nadie afirma que la luna haya sido alguna vez disparada desde tal cañón; pero hay que admitir que se mueve como si lo hubiera sido. En un capítulo posterior investigaremos la historia de la luna y mostraremos cómo llegó a orbitar de esta maravillosa manera.

Así como la luna orbita alrededor de la tierra, también la tierra orbita alrededor del sol. La ilustración muestra que un movimiento circular o casi circular armoniza con la concepción de la ley de la gravedad universal.

Estamos acostumbrados a considerar la gravedad como una fuerza de magnitud enorme. ¿Acaso la gravedad no controla a la luna en su órbita alrededor de la tierra? ¿No es incluso la poderosa tierra misma mantenida en su trayectoria alrededor del sol por la fuerza sobrehumana de la atracción solar? Sin duda, la fuerza real que mantiene a la tierra en su camino, así como la que retiene a la luna cerca de nosotros, es de intensidad enorme, pero eso se debe a que en tales casos la gravedad está asociada con cuerpos de masa enorme. Nadie puede negar que todos los cuerpos accesibles a nuestra observación parecen atraerse entre sí de acuerdo con la ley de la gravedad; pero hay que confesar que, a menos que uno o ambos cuerpos atractores tengan dimensiones gigantescas, su intensidad es casi inmensamente pequeña.

Intentemos ilustrar cuán débil es la gravedad entre masas de dimensiones fácilmente manejables. Tomemos, por ejemplo, dos pesas de hierro, cada una con un peso de unos 50 libras, separadas por una distancia de un pie entre sus centros. Existe cierta atracción gravitacional entre estas pesas. Las dos pesas son atraídas una hacia la otra, pero no se mueven. La atracción entre ellas, aunque sin duda existe, es una fuerza extremadamente diminuta, completamente incomparable en intensidad con la atracción magnética. Todos saben que un imán atrae un trozo de hierro con considerable fuerza, pero el

La intensidad de la gravedad es mucho menor en masas de igual cantidad. La atracción entre estos dos pesos de 50 libras es inferior a la diez millonesima parte de una sola libra. Tal fuerza es absolutamente insignificante en comparación con la fricción entre los pesos y la mesa sobre la que se encuentran, y por lo tanto no hay respuesta a la atracción ni siquiera con el más leve movimiento. Sin embargo, si podemos concebir cada uno de estos pesos montados sobre ruedas completamente libres de fricción y desplazándose sobre rieles horizontales perfectamente perfectos, entonces no hay duda de que los cuerpos comenzarían lentamente a atraerse mutuamente y, con el paso del tiempo, llegarían a entrar en contacto real.

Si deseamos concebir la gravedad como una fuerza de intensidad medible, debemos emplear masas inmensamente más pesadas que esos pesos de 50 libras. Imaginemos un par de esferas, cada una compuesta por 417,000 toneladas de hierro fundido, y cada una, si fuera sólida, tendría unos 53 yardas de diámetro. Imaginemos estas esferas colocadas a una distancia de una milla una de la otra. Cada esfera atrae a la otra por la fuerza de la gravedad. No importa que intervinieran edificios y obstáculos de todo tipo; la gravedad atravesaría tales impedimentos tan fácilmente como la luz atraviesa el vidrio. No se puede diseñar ninguna pantalla lo suficientemente densa como para interceptar el paso de esta fuerza. Por lo tanto, cada una de estas esferas de hierro atraerá a la otra en todas las circunstancias; pero, a pesar de sus enormes proporciones, la intensidad de esa atracción sigue siendo muy pequeña, aunque apreciable. La atracción entre estas dos esferas es una fuerza no mayor que la presión ejercida por un peso de una sola libra. Un niño podría detener el movimiento de una de estas masivas esferas debido a su atracción hacia la otra. Supongamos que todo estuviera despejado y que la fricción pudiera ser neutralizada de tal manera que permitiera a las esferas seguir el impulso de su atracción mutua. Entonces las dos esferas comenzarían a acercarse, pero las masas son tan grandes, mientras que la atracción es tan pequeña, que la velocidad aumentará muy lentamente. Se necesitaría un microscopio para observar cuándo realmente comienza el movimiento. Deben transcurrir una hora y media antes de que la distancia disminuya en una sola pieza; y aunque la velocidad mejora posteriormente, aún deben pasar tres o cuatro días antes de que las dos esferas se unan.

La característica más notable de la fuerza de gravedad debe ser mencionada aquí de manera especial. La intensidad parece depender únicamente de la cantidad de materia presente en los cuerpos, y en absoluto de la naturaleza de las sustancias de las que están compuestos estos cuerpos. Hemos descrito los dos globos como hechos de hierro fundido, pero si uno o ambos estuvieran compuestos de plomo o cobre, de madera o piedra, de aire o agua, la fuerza de atracción seguiría siendo la misma, siempre y cuando las masas permanezcan inalteradas. En esto observamos una diferencia profunda entre la atracción gravitatoria y la atracción magnética. En este último caso, la atracción no es perceptible en la gran mayoría de las sustancias, y solo es considerable en el caso del hierro.

En nuestra descripción del sistema solar, hemos representado a la luna como algo que gira alrededor de la tierra por una trayectoria casi circular, y a los planetas como algo que giran alrededor del sol por órbitas también aproximadamente circulares. Ahora nos corresponde dar una descripción más detallada de estas trayectorias extraordinarias; y, en lugar de considerarlas simplemente como círculos, debemos determinar con precisión en qué aspectos difieren de ellos.

Si un planeta girara alrededor del sol por una trayectoria verdaderamente circular, en la cual el sol estuviera siempre en el centro, entonces es obvio que la distancia desde el sol hasta el planeta, al ser siempre igual al radio del círculo, debería tener una magnitud constante. Ahora bien, no puede haber duda de que la distancia desde el sol hasta cada planeta es aproximadamente constante; pero cuando se realizan observaciones precisas, queda claro que la distancia no es absolutamente así. Las variaciones en la distancia pueden llegar a ser de muchos millones de millas, pero, incluso en los casos extremos, la variación en la distancia del planeta es solo una pequeña fracción —generalmente una fracción muy pequeña— de la distancia total. Las circunstancias varían en el caso de cada uno de los planetas. La órbita de la tierra misma es tal que la distancia desde la tierra hasta el sol se desvía muy poco de su valor promedio. Venus se acerca aún más a un movimiento perfectamente circular; mientras que, por otro lado, la trayectoria de Marte, y mucho más la de Mercurio, muestran fluctuaciones relativamente considerables en la distancia entre el planeta y el sol.

Se ha observado con frecuencia que muchos de los grandes descubrimientos en la ciencia tienen su origen en la cuidadosa observación y explicación de pequeñas desviaciones de alguna ley aproximadamente verdadera. En este campo de la astronomía tenemos una excelente ilustración de este principio. Las órbitas de los planetas son casi circulares, pero no son círculos exactos. ¿Por qué es esto? Debe haber alguna razón natural. Esa razón ha sido determinada, y ha dado lugar a algunos de los descubrimientos más importantes que la mente humana haya logrado jamás en los dominios de la Naturaleza.

En primer lugar, veamos las conclusiones que se pueden extraer del hecho de que la distancia de un planeta al sol no es constante. El movimiento en círculo es de tal belleza y simplicidad que nos resistimos a abandonarlo, a menos que la necesidad de hacerlo sea claramente evidente. ¿No podríamos idear alguna forma en la que el movimiento circular pudiera mantenerse, y al mismo tiempo ser compatible con las fluctuaciones en la distancia entre el planeta y el sol? Esto es claramente imposible si el sol está en el centro del círculo. Pero supongamos que el sol no ocupa el centro, mientras que el planeta, como antes, gira alrededor del sol. La distancia entre los dos cuerpos fluctuaría entonces necesariamente. Cuanto más excéntrica sea la posición del sol, mayor sería la variación proporcional en la distancia del planeta cuando se encuentre en las diferentes partes de su órbita. También se podría suponer que, colocando una serie de círculos alrededor del sol, se podrían explicar las diversas órbitas planetarias. El centro del círculo correspondiente a Venus debe coincidir casi por completo con el centro del sol, y los centros de las órbitas de todos los demás planetas deben situarse a distancias adecuadas del sol que permitan una explicación satisfactoria del aumento y disminución gradual de la distancia entre los dos cuerpos.

No puede haber duda de que los movimientos de la luna y de los planetas se explicarían, en gran medida, mediante un sistema de órbitas circulares de este tipo; pero el espíritu de la investigación astronómica no se conforma con resultados aproximados. Una y otra vez se observan los planetas, y una y otra vez se comparan esas observaciones con las posiciones que ocuparían los planetas si se movieran de acuerdo con el sistema aquí indicado.

Los centros de los círculos se mueven de un lado a otro, y sus radios se ajustan con mayor cuidado; pero todo es en vano. Las observaciones de los planetas se examinan minuciosamente para ver si pueden contener errores; pero no existen errores suficientes como para explicar las discrepancias. La conclusión es, por tanto, inevitable: los astrónomos se ven obligados a abandonar el movimiento circular, que se consideraba poseedor de una simetría y belleza incomparables, y deben admitir que las órbitas de los planetas no son circulares.

Entonces, si estas órbitas no son círculos, ¿qué son? Ese era el gran problema que Kepler se propuso resolver, y que, para su inmortal gloria, logró resolver y demostrar. El gran descubrimiento de la verdadera forma de las órbitas planetarias destaca como uno de los acontecimientos más destacados en la historia de la astronomía. De hecho, cabe dudar de que cualquier otro descubrimiento en todo el campo de la ciencia haya dado lugar a resultados de tan gran importancia.

Debemos adentrarnos por un momento en el campo de la ciencia conocido como geometría, y estudiar allí la naturaleza de esa curva que el descubrimiento de Kepler ha elevado a tal importancia sin igual. Sin duda, se trata de un tema difícil, y abordarlo con algún detalle nos llevaría a realizar muchos cálculos complejos que no encajarían en este volumen; pero un esquema general del tema es indispensable, y debemos intentar hacerle justicia en la medida en que sea posible dentro de nuestros límites.

La curva que representa con perfecta fidelidad los movimientos de un planeta en su revolución alrededor del sol pertenece a ese grupo bien conocido de curvas que los matemáticos denominan secciones cónicas. La forma específica de sección cónica que denota la órbita de un planeta se conoce como elipse; también se le denomina, aunque con menos precisión, óvalo. La elipse es una curva que se puede construir fácilmente. No existe método más sencillo para ello que aquel que conocen los dibujantes, y que describiremos brevemente aquí.

En la página siguiente (Fig. 37) se representan dos alfileres que atraviesan una hoja de papel. Un lazo de cuerda pasa por encima de los dos alfileres de la manera indicada aquí, y se estira con la punta de un lápiz. Con un poco de cuidado, el lápiz puede ser guiado de modo que la cuerda permanezca estirada, y su punta describirá entonces una curva que rodea completamente los alfileres, regresando al punto desde donde partió. De este modo obtenemos esa famosa figura geométrica que se denomina elipse.

Será instructivo dibujar varias elipses, variando en cada caso las circunstancias bajo las cuales se forman. Si, por ejemplo, los alfileres permanecen en su posición anterior, mientras que se aumenta la longitud del lazo, de modo que el lápiz esté más lejos de los alfileres, se observará que la elipse ha perdido algo de su alargamiento y se acerca más a una circunferencia. Por otro lado, si se reduce la longitud de la cuerda del lazo, manteniendo los alfileres en su posición original, la elipse tendrá una forma más ovalada; o, como diría un matemático, su excentricidad aumentará. También es útil estudiar los cambios que experimenta la forma de la elipse cuando se modifica uno de los alfileres, manteniendo constante la longitud del lazo. Si se acercan los dos alfileres, la excentricidad disminuirá y la elipse se asemejará más a la forma de una circunferencia. Si, por el contrario, se separan más, la excentricidad de la elipse aumentará. Que la circunferencia es una forma extrema de elipse será evidente si suponemos que los dos alfileres se acercan tanto que coinciden; en ese caso, la punta del lápiz trazará simplemente una circunferencia a medida que se mueve alrededor de la figura.

Los puntos marcados por los alfileres tienen, obviamente, relaciones muy notables con respecto a la curva. Cada uno de ellos se denomina foco, y una elipse solo puede tener una pareja de focos. En otras palabras, solo existe una única pareja de posiciones posibles para los dos alfileres, cuando se quiere construir una elipse de tamaño, forma y posición determinados.

La elipse difiere principalmente de la circunferencia en que posee variedad de formas. Podemos tener elipses grandes y pequeñas, al igual que circunferencias grandes y pequeñas, pero también podemos tener elipses de mayor o menor…

Menos excentricidad. Si la elipse no posee la perfección y simplicidad del círculo, al menos tiene el encanto de la variedad que el círculo no tiene. Fig. 37: Dibujo de una elipse. La curva ovalada también tiene esa belleza que proviene de un contorno de perfecta gracia y de su asociación con concepciones nobles.

Los antiguos geométricos habían estudiado la elipse: habían observado sus focos, conocían sus relaciones geométricas; así, Kepler ya estaba familiarizado con la elipse cuando emprendió sus célebres investigaciones sobre los movimientos de los planetas. Como ya hemos indicado, había descubierto que los movimientos de los planetas no podían explicarse mediante órbitas circulares. ¿Qué forma de órbita debería probarse entonces? La elipse estaba a mano, se conocían sus propiedades y se podía realizar la comparación; en verdad, fueron memorables las consecuencias de esta comparación. Kepler descubrió que los movimientos de los planetas podían explicarse suponiendo que la trayectoria por la cual cada uno de ellos giraba era una elipse. Esto en sí mismo fue un descubrimiento de suma importancia. Por un lado, permitió poner en orden los movimientos de esos grandes cuerpos que orbitan alrededor del sol.

Mientras que, por otro lado, se tomaron aquellas hermosas curvas que habían puesto a prueba los talentos geométricos de los antiguos, y se les asignó la dignidad de definir las vías del universo.

Pero hasta ahora solo hemos enunciado parcialmente el primer descubrimiento de Kepler. Hemos visto que un planeta gira en torno al sol siguiendo una elipse, y que, por lo tanto, el sol se encuentra en algún punto del interior de esa elipse; pero, ¿en qué punto? De hecho, es interesante la respuesta a esta pregunta. Hemos señalado cómo los focos tienen una importancia geométrica que ningún otro punto posee. Kepler demostró que el sol debe estar situado en uno de los focos de la elipse en torno a la cual gira cada planeta. Así, enunciamos la primera ley del movimiento planetario con las siguientes palabras: Cada planeta gira alrededor del sol por una trayectoria elíptica, teniendo al sol en uno de sus focos.

Ahora podemos formarnos una imagen clara de las órbitas de los planetas, por numerosas que sean, mientras giran alrededor del sol. En primer lugar, observamos que la elipse es una curva plana; es decir, cada planeta debe, durante su largo recorrido, limitar sus movimientos a un único plano. Cada planeta tiene, pues, un plano propio. Es cierto que todos estos planos coinciden casi por completo, al menos en lo que respecta a los planetas más grandes; pero aún así son distintos, y la única característica en la que todos coinciden es que cada uno de ellos pasa por el sol. Todas las órbitas elípticas de los planetas comparten un foco en común, y ese foco se encuentra en el centro del sol.

Es conveniente ilustrar esta notable ley considerando las circunstancias de dos o tres planetas diferentes. Tomemos primero el caso de la Tierra, cuya trayectoria, aunque en realidad es una elipse, es casi circular. De hecho, si se dibujara con precisión a escala sobre un papel, la diferencia entre la órbita elíptica y el círculo apenas podría detectarse sin mediciones cuidadosas. En el caso de Venus, la elipse es aún más cercana a un círculo, y los dos focos de la elipse coinciden casi por completo con el centro del círculo. Por otro lado, en el caso de Mercurio, tenemos…

Elipse que se aleja del círculo en un grado muy marcado; mientras que en las órbitas de algunos de los planetas menores la excentricidad es aún mayor. Es extremadamente notable que todo planeta, sin importar cuán lejos esté del sol, se mueva siempre en una elipse de algún tipo. En breve demostraremos que la necesidad obliga a cada planeta a seguir una trayectoria elíptica, y que no es posible ninguna otra forma de trayectoria.

Una vez que comienza su camino elíptico, el planeta sigue su curso majestuoso, y después de un cierto tiempo, conocido como el período periódico, vuelve a ocupar la posición desde la cual partió. De nuevo, el planeta traza nuevamente la misma trayectoria elíptica, y así, revolución tras revolución, recorre un mismo camino alrededor del sol. Intentemos ahora seguir al cuerpo en su curso y observar la historia de su movimiento durante el tiempo necesario para completar uno de sus circuitos. Las dimensiones de una órbita planetaria son tan enormes que el planeta debe recorrer su camino muy rápidamente para terminar el viaje dentro del tiempo asignado. La Tierra, como ya hemos visto, debe moverse a dieciocho millas por segundo para completar uno de sus viajes alrededor del sol en un lapso de 365-1/4 días. Surge entonces la pregunta de si la velocidad a la que se mueve un planeta es constante o no. ¿Se mueve la Tierra, por ejemplo, realmente siempre a una velocidad de dieciocho millas por segundo, o nuestro planeta a veces se mueve más rápido y otras veces más lento, de modo que se mantiene aún el promedio de dieciocho millas por segundo? Esta es una cuestión de gran importancia, y podemos responderla de la manera más clara y contundente. La velocidad de un planeta no es constante, y las variaciones de dicha velocidad pueden explicarse mediante la figura adjunta (Fig. 38).

Fig. 38.—Variación de la velocidad del movimiento elíptico.

Imaginemos primero que el planeta se encuentra en esa parte de su órbita más alejada del sol, a la derecha de la figura. En esta posición, la velocidad del cuerpo es la más baja; a medida que el planeta comienza a acercarse al sol, su velocidad aumenta gradualmente hasta alcanzar su valor medio. Una vez pasado este punto, y cuando el planeta se dirige rápidamente hacia el sol, su velocidad sigue aumentando progresivamente, hasta que, al final, al pasar junto al sol, su velocidad alcanza un valor máximo. Después de pasar el sol, la distancia del planeta al astro luminoso aumenta, y la velocidad del movimiento comienza a disminuir; gradualmente disminuye hasta volver a alcanzar el valor medio, y luego sigue bajando aún más, hasta que el cuerpo se encuentra en su mayor distancia del sol; para entonces, la velocidad ha vuelto al valor desde el cual supusimos que comenzaba. Así observamos que cuanto más cerca está el planeta del sol, más rápido se mueve. Sin embargo, podemos dar una expresión numérica al principio según el cual varía la velocidad del planeta. La figura adjunta (Fig. 39) muestra una órbita planetaria, con el sol en el foco S. Hemos tomado dos

Las porciones A B y C D rodean la elipse, y sus extremos están unidos al foco. La segunda ley de Kepler puede enunciarse de la siguiente manera: “Cada planeta se mueve alrededor del sol a una velocidad tal en cada punto, que una línea recta trazada desde él hasta el sol recorre áreas iguales en tiempos iguales”.

Fig. 39.—Áreas iguales en tiempos iguales.
Por ejemplo, si las dos porciones sombreadas, A B S y D C S, tienen área igual, entonces los tiempos que tarda el planeta en recorrer las porciones de la elipse A B y C D también son iguales. Si una de las áreas es mayor que la otra, entonces los tiempos necesarios están en proporción con las áreas.

Al admitir esta ley, la razón del aumento de la velocidad del planeta cuando se acerca al sol se vuelve evidente de inmediato. Para recorrer una área determinada cerca del sol, es obviamente necesario un arco más grande que en otras partes del camino. En el extremo opuesto, basta con un arco pequeño para cubrir una área grande, y por lo tanto la velocidad es menor.

Estas dos leyes determinan completamente el movimiento de un planeta alrededor del sol. La primera define el camino que sigue el planeta; la segunda describe cómo varía la velocidad del cuerpo en diferentes puntos a lo largo de dicho camino.

período. Pero Kepler añadió a estos una tercera ley, que nos permite comparar los movimientos de dos planetas diferentes que giran alrededor del mismo sol. Antes de enunciar esta ley, es necesario explicar con exactitud qué se entiende por distancia media de un planeta. En su trayectoria elíptica, la distancia desde el sol hasta el planeta cambia constantemente; pero, no obstante, es fácil dar un significado preciso a esa distancia que representa el promedio de todas las distancias. Este promedio se denomina distancia media. La forma más sencilla de encontrar la distancia media es sumar el valor más grande entre estas cantidades al más pequeño y tomar la mitad de esa suma. Ya hemos definido el tiempo periódico del planeta; es el número de días que necesita el planeta para completar un recorrido completo a lo largo de su trayectoria. La tercera ley de Kepler establece una relación entre las distancias medias y los tiempos periódicos de los diversos planetas. Esa relación se expresa en las siguientes palabras: “Los cuadrados de los tiempos periódicos son proporcionales a los cubos de las distancias medias”.

Kepler sabía que los diferentes planetas tenían tiempos periódicos distintos; también observó que cuanto mayor era la distancia media de un planeta, mayor era su tiempo periódico, y estaba decidido a descubrir la relación entre ambos. Fue fácil comprobar que no sería cierto afirmar que el tiempo periódico es simplemente proporcional a la distancia media. Si así fuera, entonces, si un planeta tuviera una distancia el doble que otro, su tiempo periódico sería el doble que el del segundo; sin embargo, las observaciones mostraron que el tiempo periódico del planeta más lejano superaba el doble, e incluso era casi tres veces mayor, que el del otro. Mediante pruebas repetidas, que habrían agotado la paciencia de quien tuviera menos confianza en su propia sagacidad y menos certeza sobre la precisión de las observaciones que intentaba interpretar, Kepler finalmente descubrió la verdadera ley y la expresó en la forma que hemos indicado.

Para ilustrar la naturaleza de esta ley, tomaremos como ejemplo de comparación la Tierra y el planeta Venus. Si denotamos por unidad la distancia media de la Tierra desde el sol, entonces la distancia media de Venus desde el sol es 0,7233. Omitiendo las decimales después de la primera cifra, podemos representar el período periódico…

el tiempo de la Tierra es de 365·3 días, y el tiempo periódico de Venus es de 224·7 días. La ley que afirma Kepler es que el cuadrado de 365·3 está en la misma proporción que el cuadrado de 224·7 que la unidad está con el cubo de 0·7233. El lector puede verificar fácilmente la veracidad de esta identidad mediante la multiplicación real. Sin embargo, hay que recordar que, como solo se han conservado cuatro cifras en las expresiones de los tiempos periódicos, solo cuatro cifras deben considerarse significativas al realizar los cálculos.

La forma más llamativa de realizar la verificación será considerar el tiempo de revolución de Venus como una cantidad desconocida, y deducirla a partir de la conocida revolución de la Tierra y la distancia media de Venus. De este modo, al suponer la ley de Kepler, deducimos el cubo del tiempo periódico mediante una simple proporción, y entonces se puede obtener el valor resultante de 224·7 días. De hecho, en los cálculos astronómicos, las distancias de los planetas suelen determinarse a partir de la ley de Kepler. El tiempo periódico del planeta es un elemento que se puede medir con gran precisión; y una vez que se conoce, se determina el cuadrado de la distancia media y, por consiguiente, la distancia media misma.

Estas son las tres célebres leyes del movimiento planetario, que siempre han estado asociadas al nombre de su descubridor. La profunda habilidad con la que estas leyes fueron extraídas de la masa de observaciones, la belleza intrínseca de las leyes mismas, su amplia generalidad y el vínculo de unión que han establecido entre los diversos miembros del sistema solar, les han dado una posición realmente excepcional en astronomía.

Tal como lo estableció Kepler, estas leyes planetarias eran simplemente resultados de la observación. De hecho, se descubrió que los planetas sí se movían en elipses, pero Kepler no dio ninguna razón por la cual deberían adoptar esta curva en lugar de cualquier otra. Tampoco pudo ofrecer una razón por la cual estos cuerpos debían recorrer áreas iguales en tiempos iguales, o por qué esa tercera ley era obedecida invariablemente. Las leyes tal como salieron de las manos de Kepler se presentaban como tres verdades independientes; sin duda, plenamente establecidas, pero

No cuenta con ningún argumento que justifique por qué estos movimientos y no otros deberían ser los adecuados para las revoluciones de los planetas.

Fue el triunfo supremo de la gran ley de la gravedad universal el eliminar este carácter empírico de las leyes de Kepler. El gran descubrimiento de Newton unió las tres leyes aisladas de Kepler en una sola doctrina maravillosa. No solo demostró que esas leyes eran verdaderas, sino también por qué tenían que serlo y por qué ninguna otra ley podría haberlo sido. En su obra inmortal, los “Principia”, demostró que la explicación de las famosas leyes planetarias debía buscarse en la atracción gravitatoria. Newton sostuvo que existía una fuerza de atracción en el sol, y como consecuencia necesaria de dicha atracción, cada planeta debía orbitar alrededor del sol en una órbita elíptica, teniendo al sol como uno de sus focos; el radio de la órbita del planeta debía recorrer áreas iguales en tiempos iguales; y al comparar los movimientos de dos planetas, era necesario que los cuadrados de los tiempos periódicos fueran proporcionales a los cubos de las distancias medias.

Dado que esto no es un tratado matemático, será imposible para nosotros discutir las pruebas que Newton presentó, y que han obtenido la aceptación inmediata y universal de todos aquellos que se han tomado la molestia de comprenderlas. Aquí debemos limitarnos únicamente a un examen muy breve y general del tema, que indicará el carácter del razonamiento empleado, sin introducir detalles de carácter técnico.

Intentemos, en primer lugar, imaginar una esfera suspendida libremente en el espacio, completamente aislada de la influencia de cualquier otro cuerpo del universo. Imaginemos que esta esfera es puesta en movimiento por algún impulso que la hace avanzar rápidamente a través de los reinos del espacio. Cuando el impulso cesa, la esfera sigue en movimiento. Pero, ¿cuál será el camino que seguirá? Estamos tan acostumbrados a ver una piedra lanzada al aire moverse por una trayectoria curva, que podríamos pensar naturalmente que un cuerpo proyectado al espacio libre también se moverá en curva. Sin embargo, un poco de reflexión mostrará que los casos son muy diferentes.

En los reinos del espacio libre no encontramos ninguna concepción de arriba o abajo; todos los caminos son iguales; no hay razón para que el cuerpo se desvíe hacia la derecha o hacia la izquierda; y por lo tanto, llegamos a suponer que en estas circunstancias un cuerpo, una vez puesto en movimiento y liberado de toda interferencia, se movería en línea recta. Es cierto que esta afirmación es una que nunca podrá someterse a la prueba de un experimento directo. Al encontrarnos en la superficie de la Tierra, no tenemos medios para aislar un cuerpo de las fuerzas externas. La resistencia del aire, así como la fricción en diversas formas, al igual que la gravedad hacia la propia Tierra, interfieren con nuestros experimentos. Una piedra lanzada sobre una capa de hielo experimentará poca resistencia, y en este caso vemos que la piedra seguirá una trayectoria recta a lo largo de la superficie congelada. Una piedra lanzada de manera similar al espacio vacío seguiría también una trayectoria absolutamente rectilínea. Esto lo demostramos, no mediante intentos de experimentos que necesariamente serían inútiles, sino por razonamiento indirecto. La verdad de este principio nunca puede ser dudada ni por un instante por quien haya sopesado debidamente los argumentos presentados en su favor.

Admitiendo, entonces, el camino rectilíneo del cuerpo, la siguiente pregunta que surge se refiere a la velocidad con la que se realiza ese movimiento. La piedra que se desliza sobre el hielo liso de un lago congelado recorrerá, como todos han observado, una gran distancia antes de detenerse. Hay poca fricción entre el hielo y la piedra, pero aún así, incluso sobre el hielo la fricción no está completamente ausente; y como esa fricción siempre tiende a detener el movimiento, la piedra finalmente se detendrá. En un viaje por las soledades del espacio, un cuerpo no experimenta fricción; no hay tendencia a que la velocidad disminuya, y por consiguiente creemos que el cuerpo podría seguir avanzando eternamente a una velocidad constante. Sin duda, tal afirmación parece estar en contradicción con nuestra experiencia cotidiana. Un barco de vela no avanza en el mar cuando el viento cesa. Un tren perderá gradualmente su velocidad cuando se apague el vapor. Un trompo dejará lentamente de girar y se detendrá. A partir de tales ejemplos, podría argumentarse razonablemente que cuando la fuerza deja de actuar, el movimiento que esa fuerza generaba…

se desvanece gradualmente y, finalmente, desaparece. Pero en todos estos casos, al reflexionar sobre ello, se comprobará que el declive del movimiento se debe a la acción de fuerzas de resistencia. El barco de vela es ralentizado por el roce del agua contra sus costados; el tren es frenado por la fricción de las ruedas y por el hecho de que tiene que abrirse paso a través del aire; y la resistencia atmosférica es la causa principal de la detención del trompo giratorio, ya que si se retira el aire, realizando el experimento en vacío, el trompo seguirá girando durante un período mucho más largo. Esto nos lleva a admitir que un cuerpo, una vez proyectado libremente en el espacio y sin ser afectado por ninguna resistencia externa, continuará moviéndose para siempre en línea recta y mantendrá, sin disminución alguna, hasta el fin de los tiempos la velocidad con la que comenzó originalmente. Este principio se conoce como la primera ley del movimiento.

Apliquemos este principio a la importante cuestión del movimiento de los planetas. Tomemos, por ejemplo, el caso de nuestra Tierra, y discutamos las consecuencias de la primera ley del movimiento. Sabemos que la Tierra se mueve en cada momento a una velocidad de unos dieciocho millas por segundo, y la primera ley del movimiento nos asegura que si este planeta no estuviera sometido a ninguna fuerza externa, seguiría para siempre una trayectoria recta a través del universo, ni se desviaría de la velocidad exacta que posee en este momento. Pero, ¿se mueve la Tierra de esta manera? Obviamente no. Ya hemos descubierto que nuestro planeta se mueve alrededor del Sol, y las leyes completas de Kepler han dado a ese movimiento la mayor precisión y claridad posibles. La consecuencia es irrefutable: la Tierra no puede estar libre de fuerzas externas. Debe haber alguna influencia poderosa actuando constantemente sobre nuestro planeta. Esa influencia, sea cual sea, desvía constantemente a la Tierra del camino rectilíneo que tiende a seguir, obligándola a trazar una elipse en lugar de una línea recta.

El gran problema que hay que resolver ahora se expresa fácilmente: debe haber algún agente externo que influya constantemente en la Tierra. ¿Cuál es ese agente? ¿De dónde proviene? ¿A qué leyes está sujeto? La pregunta no se limita a la Tierra. Mercurio y Venus, Marte, Júpiter y Saturno demuestran claramente que, al no moverse por trayectorias rectilíneas, ellos

Debe estar expuesto a alguna fuerza. ¿Cuál es esta fuerza que guía a los planetas en sus trayectorias? Antes de la época de Newton, esta pregunta podría haberse planteado en vano. Fue el genio extraordinario de Newton quien proporcionó la respuesta, revolucionando así toda la ciencia moderna.

Los datos a partir de los cuales se debe responder a esta pregunta deben obtenerse mediante observación. Aquí no tenemos ningún problema que pueda resolverse únicamente mediante reflexiones matemáticas. La matemática es sin duda una herramienta útil, e incluso indispensable, en la investigación; pero no debemos atribuirle a la matemática una capacidad que no posee. En un caso como este, todo lo que la matemática puede hacer es interpretar los resultados obtenidos por la observación. Los datos de los que partió Newton fueron los fenómenos observados en el movimiento de la Tierra y de los otros planetas. Esos hechos encontraron una expresión concisa gracias a las leyes de Kepler. Por lo tanto, fueron las leyes de Kepler las que Newton tomó como base para su trabajo, y fue para interpretar dichas leyes que Newton recurrió al poderoso razonamiento matemático que él mismo desarrolló.

La pregunta debe abordarse de la siguiente manera: Dado que un planeta está sujeto a alguna influencia externa, debemos determinar cuál es esa influencia, partiendo de nuestro conocimiento de que la trayectoria de cada planeta es una elipse y de que cada planeta recorre áreas iguales en tiempos iguales alrededor del Sol. La influencia sobre cada planeta es lo que un matemático llamaría una fuerza, y una fuerza debe tener una dirección. La concepción más simple de una fuerza es la de una tracción transmitida a través de una cuerda, y la dirección de la cuerda es, en este caso, la dirección de la fuerza. Imaginemos que la fuerza ejercida sobre cada planeta es transmitida por una cuerda invisible. Las leyes de Kepler nos indicarán la dirección de esta cuerda y la intensidad de la tensión que se transmite a través de ella.

El análisis matemático de las leyes de Kepler estaría fuera del alcance de este volumen. Por lo tanto, debemos limitarnos a los resultados a los que conducen y omitir los detalles del razonamiento. Newton comenzó por tomar la ley que afirmaba que el planeta recorría áreas iguales en tiempos iguales, y

Demostró, mediante una lógica irrefutable, que esto indicaba de inmediato la dirección en la que actuaba la fuerza sobre el planeta. Mostró que la cuerda imaginaria por medio de la cual se controla el planeta debe estar dirigida invariablemente hacia el sol. En otras palabras, la fuerza ejercida sobre cada planeta apuntaba en todo momento desde el planeta hacia el sol.

Aún quedaba por explicar la intensidad de dicha fuerza, y cómo variaba esa intensidad cuando el planeta se encontraba en diferentes puntos de su órbita. La primera ley de Kepler permite responder a esta pregunta. Si la órbita del planeta es elíptica, y si la fuerza siempre está dirigida hacia el sol, que se encuentra en uno de los focos de esa elipse, entonces el análisis matemático nos obliga a concluir que la intensidad de la fuerza debe variar inversamente con el cuadrado de la distancia entre el planeta y el sol.

Los movimientos de los planetas, de acuerdo con las leyes de Kepler, podrían así explicarse incluso en sus menores detalles, si admitimos que existe una fuerza atractiva que atrae al planeta hacia el sol, y que la intensidad de esta atracción varía inversamente con el cuadrado de la distancia. ¿Podemos dudar de que tal atracción realmente exista? Hemos visto cómo la Tierra atrae a los cuerpos en caída; hemos visto cómo la atracción terrestre se extiende hasta la Luna y explica su revolución alrededor de la Tierra. Ahora sabemos que el movimiento de los planetas alrededor del sol también puede explicarse como consecuencia de esta ley de atracción. Pero las pruebas en apoyo de la ley de la gravedad universal son, en realidad, mucho más sólidas que cualquier otra que hayamos presentado hasta ahora. Tendremos oportunidad de tratar este tema con más detalle. Mostraremos no solo cómo el sol atrae a los planetas, sino también cómo los planetas se atraen entre sí; y descubriremos cómo esta atracción mutua entre los planetas ha dado lugar a descubrimientos extraordinarios que han elevado la ley de la gravedad por encima de toda posibilidad de duda.

Al admitir la existencia de esta ley, podemos demostrar que los planetas deben orbitar alrededor del sol por trayectorias elípticas, con el sol en el foco común. Podemos demostrar que deben recorrer áreas iguales en tiempos iguales. Podemos probar que los cuadrados de los tiempos periódicos deben ser proporcionales a…

cubos de sus distancias medias. Además, podemos mostrar cómo se pueden explicar los misteriosos movimientos de los cometas. Mediante la misma gran ley podemos explicar las revoluciones de los satélites. Podemos explicar las mareas y otros fenómenos en todo el Sistema Solar. Finalmente, demostraremos que cuando ampliamos nuestra visión más allá de los límites de nuestro Sistema Solar hacia los hermosos sistemas estelares dispersos por el espacio, encontramos incluso allí evidencias de la gran ley de la gravedad universal.

CAPÍTULO VI.
EL PLANETA DEL ROMANCE.
Esquema del tema: ¿Es Mercurio el planeta más cercano al Sol?—Tránsito de un planeta interno
a través del Sol—¿Se ha visto alguna vez un tránsito de Vulcano?—Visibilidad de los planetas
durante un eclipse total del Sol—Investigaciones del profesor Watson en 1878.

Con una visión general del Sistema Solar y con ese esquema de la ley de la gravedad universal que el capítulo anterior nos ha proporcionado, comenzamos un examen más detallado de los planetas y sus satélites. Empezaremos por los planetas más cercanos al Sol y luego procederemos gradualmente hacia afuera, uno tras otro, hasta llegar a los límites del sistema. Encontraremos mucho que ocupar nuestra atención. Cada planeta es en sí mismo un globo, y será nuestro deber describir todo lo que se sabe sobre él. Los satélites que acompañan a muchos de los planetas poseen muchos puntos de interés. Las circunstancias de su descubrimiento, sus tamaños, sus movimientos y sus distancias deben ser debidamente considerados. También se comprobará que los movimientos de los planetas presentan mucho material para la reflexión y el estudio. Tendremos ocasión de mostrar cómo los planetas se perturban mutuamente y qué consecuencias notables han surgido de estas influencias. También debemos referirnos ocasionalmente a los importantes problemas de la medición celeste y la pesada celeste. Debemos mostrar cómo se pueden descubrir los tamaños, los pesos y las distancias de los diversos miembros de nuestro sistema. Afortunadamente, la mayor parte de nuestra tarea nos llevará por terrenos completamente seguros, donde los resultados han sido confirmados por observaciones frecuentes. Sin embargo, ocurre que, justo al inicio de nuestro estudio, estamos obligados a tratar con observaciones que están lejos de ser seguras. La existencia de un planeta mucho más cercano al Sol que aquellos conocidos hasta ahora ha sido afirmada por autoridades competentes. La cuestión sigue sin resolverse, pero el planeta no puede estar…

No se puede encontrar. Por eso hemos llamado al tema de este capítulo: El Planeta del Romance.

A menudo se ha pensado que Mercurio, considerado durante mucho tiempo como el planeta más cercano al sol, quizás no fuera realmente el cuerpo que merecía esa distinción. Mercurio gira alrededor del sol a una distancia promedio de unos 36,000,000 de millas. Entre él y el sol podría haber habido uno o muchos otros planetas. Podría haber uno que girara a diez millones de millas, otro a quince, y así sucesivamente. Pero, ¿existían tales planetas? ¿Había siquiera un planeta que girara dentro de la órbita de Mercurio? Había ciertas razones para creer en la existencia de tal planeta. En los movimientos de Mercurio se podían percibir indicios de una influencia que, en su momento, se pensó que podría explicarse suponiendo la existencia de un planeta interno.[13] Pero era necesariamente muy difícil observar este objeto. Siempre tenía que estar cerca del sol, y aun con el mejor telescopio, generalmente es imposible ver un punto similar a una estrella en esa posición. Tampoco se podría ver tal planeta después del atardecer, ya que, incluso en las condiciones más favorables, se pondría casi inmediatamente después del sol, y una dificultad similar haría que fuera invisible al amanecer.

Por lo tanto, nuestros métodos habituales para observar un planeta han fallado por completo. Estamos obligados a recurrir a métodos extraordinarios si queremos resolver la gran cuestión relativa a la existencia de los planetas intramercuriales. Hay al menos dos líneas de observación que podrían servir para responder a nuestro objetivo.

Una oportunidad para la primera surgiría cuando el planeta desconocido pasara directamente entre la Tierra y el sol. En el diagrama (Fig. 40) mostramos el sol en el centro; el círculo puntillado interno denota la órbita del planeta desconocido, al que ya se le ha dado el nombre de Vulcano, incluso antes de que su existencia haya sido establecida de manera satisfactoria. El círculo exterior denota la órbita de la Tierra. Dado que Vulcano se mueve más rápidamente que la Tierra, con frecuencia ocurrirá que el planeta adelante a la Tierra, de modo que los tres cuerpos ocuparán las posiciones representadas en el

diagrama. Sin embargo, no se deduce necesariamente que Vulcano estuviera exactamente entre la Tierra y el cuerpo celeste. La órbita del planeta puede estar inclinada, de modo que, visto desde la Tierra, Vulcano estaría encima o debajo del Sol, según las circunstancias.

Si, por otro lado, Vulcano realmente existe, podríamos esperar que a veces los tres cuerpos estén en línea recta, lo cual ofrecería la oportunidad deseada para hacer el descubrimiento telescópico del planeta. En tal ocasión, deberíamos poder observar al planeta como una mancha oscura que se mueve lentamente por la superficie del Sol. Los otros dos planetas situados más cerca de la Tierra, es decir, Mercurio y Venus, se ven ocasionalmente en tránsito; y no cabe duda de que, si Vulcano existe, sus tránsitos por el Sol deben ser más numerosos que los de Mercurio, y mucho más numerosos que los de Venus. Por otro lado, es razonable suponer que Vulcano sea un globo pequeño, y como estará mucho más lejos de nosotros que Mercurio en el momento de su tránsito, no podríamos esperar que el tránsito de este planeta fuera en absoluto comparable, como espectáculo, a los de cualquiera de los otros dos cuerpos que hemos mencionado.

Surge la pregunta de si la investigación telescópica ha revelado alguna vez algo que pueda considerarse un tránsito de Vulcano. Sobre este punto no es posible hablar con certeza. En más de una ocasión, algunos observadores han afirmado haber visto una mancha que atravesaba el Sol, y, por su forma y aspecto general, han supuesto que se trataba de un planeta interior a Mercurio. Pero un examen detallado de las circunstancias en las que se realizaron tales observaciones no ha servido para aumentar la confianza en esta suposición. Dichos descubrimientos suelen ser hechos por personas poco familiarizadas con las observaciones telescópicas. Es ciertamente un hecho significativo que, pese al escrutinio minucioso al que el Sol ha sido sometido durante el siglo pasado por parte de astrónomos dedicados especialmente a esta rama de la investigación, ningún astrónomo realmente experimentado ha anunciado ningún descubrimiento telescópico de Vulcano sobre el Sol. El último anuncio de un planeta que había cruzado el Sol data de 1876, y fue hecho por un aficionado alemán, pero lo que él…

Se creyó que se trataba de un planeta, pero pronto se comprobó que era en realidad una pequeña mancha solar, que había sido fotografiada en Greenwich como parte del trabajo rutinario diario, y que también había sido observada en Madrid. Tras examinar todo el asunto, tendemos a creer que en este momento no existe ninguna evidencia telescópica fiable del tránsito de un planeta situado dentro de Mercurio sobre la superficie de la estrella central.

Fig. 40.—El tránsito del Planeta de la Romancia.
Pero existe aún otro método mediante el cual podríamos esperar detectar nuevos planetas en las cercanías del sol. Sin embargo, este método rara vez está disponible; solo es posible cuando el sol está completamente eclipsado.

Cuando la luna se interpone directamente entre la Tierra y el sol, la luz del día se sustituye temporalmente por la oscuridad de la noche. Si la

Cuando el cielo está libre de nubes, las estrellas aparecen y pueden verse alrededor del sol oculto. Incluso si un planeta estuviera muy cerca de la estrella luminosa, sería visible en tales ocasiones si su magnitud fuera comparable a la de Mercurio. Es necesaria una preparación cuidadosa cuando se pretende realizar este tipo de prueba. El peligro que hay que evitar especialmente es confundir el planeta con las estrellas comunes, a las que probablemente se parecerá. El distinguido astrónomo estadounidense del siglo XIX, el profesor Watson, se preparó especialmente para dedicarse a esta investigación durante el notable eclipse total de 1878. Cuando ocurrió el eclipse, la luz del sol desapareció y las estrellas aparecieron. Entre ellas, el profesor Watson vio un objeto que, a su juicio, era el tan buscado planeta interior a Mercurio. Cabe añadir que este observador entusiasta vio otro objeto que al principio tomó por la estrella conocida como Zeta en la constelación de Cáncer. Cuando posteriormente descubrió que la posición registrada de este objeto no coincidía tanto como esperaba con la posición conocida de esa estrella, llegó a la conclusión de que no podía tratarse de Zeta, sino de algún otro planeta desconocido. Sin embargo, las posiciones relativas de los dos objetos que él consideraba planetas coinciden, teniendo en cuenta las dificultades de la observación, de manera suficientemente buena con las posiciones relativas de las estrellas Theta y Zeta de Cáncer; por lo tanto, ahora es difícil dudar de que Watson simplemente vio estas dos estrellas. No obstante, sostuvo que también había observado a Theta de Cáncer, además de los dos planetas, pero sin registrar su posición. Existe, sin embargo, una tercera estrella, conocida como 20 de Cáncer, cerca de la misma zona, y es probable que Watson la confundiera con Theta. Es necesario señalar que Vulcano no ha sido observado, a pesar de haberse buscado especialmente, durante los eclipses que han tenido lugar desde 1878; por ello, la creencia general entre los astrónomos es que aún no se ha detectado ningún planeta dentro de la órbita de Mercurio.

CAPÍTULO VII.
MERCURIO.
Los descubrimientos astronómicos antiguos: cómo se descubrió Mercurio por primera vez; su difícil visibilidad.
Mercurio era conocido desde los tiempos más remotos. Se necesitaba habilidad para poder descubrirlo. Diferencia entre Mercurio y una estrella. Mercurio en el Oriente y en el Occidente. Las predicciones relacionadas con Mercurio. Cómo observar Mercurio. Su aspecto bajo el telescopio. La dificultad para observar su apariencia. La órbita de Mercurio. La velocidad del planeta. ¿Puede haber vida en este planeta? Cambios en su temperatura. El tránsito de Mercurio sobre el Sol. Las observaciones de Gassendi. La rotación de Mercurio. El peso de Mercurio.

Larga y gloriosa es la historia de los descubrimientos astronómicos. Los descubrimientos de nuestros días se suceden con tal rapidez que, a menudo, deslumbran nuestra imaginación con su brillo, hasta el punto de hacernos pensar que los descubrimientos astronómicos son algo exclusivamente moderno. Pero no podría haber idea más errónea. Aunque valoramos al máximo los logros de los tiempos modernos, debemos esforzarnos por reconocer también los esfuerzos de los astrónomos de la antigüedad.

Y cuando hablamos de los astrónomos de la antigüedad, debemos entender claramente a qué nos referimos. La ciencia avanza hoy en día con tanta rapidez que cada siglo marca un progreso sorprendente; cada generación, cada década, cada año, ofrece recompensas a aquellos astrónomos diligentes que examinan tan cuidadosamente los cielos. Sin embargo, si queremos conocer el memorable descubrimiento de Mercurio, debemos dirigir nuestra mirada hacia una época muy lejana en el pasado. En comparación con él, los descubrimientos de Newton pueden considerarse logros muy modernos; incluso la presentación del sistema copernicano del universo es un acontecimiento reciente en comparación con el descubrimiento de este planeta que ahora vamos a analizar.

¿Quién realizó este gran descubrimiento? Veamos si podemos responder a esta pregunta examinando los registros astronómicos. Hacia el final de su vida, se dice que Copérnico expresó su sincero arrepentimiento por no haber…

Nunca tuvo la oportunidad de contemplar el planeta Mercurio. Deseaba especialmente ver este cuerpo, cuyos movimientos ilustraban de manera tan evidente la teoría de los movimientos celestes que él mismo había establecido, y que constituía su gloria inmortal; pero nunca lo logró. Mercurio no se puede observar con tanta facilidad como algunos otros planetas, y es muy posible que los vapores provenientes de la inmensa laguna en la desembocadura del Vístula oscurecieran el horizonte en Frauenburg, donde vivía Copérnico; por lo tanto, sus posibilidades de observar Mercurio eran probablemente aún menores que en otros lugares.

La existencia de Mercurio era sin duda un hecho bien conocido en la época de Copérnico; por lo tanto, debemos buscar su descubrimiento en una época anterior. En la escasa literatura astronómica de la Edad Media encontramos referencias ocasionales a la existencia de este cuerpo celeste. Podemos rastrear las observaciones de Mercurio a través de siglos remotos hasta el comienzo de nuestra era. No faltan registros de fechas aún más antiguas; finalmente, llegamos a una observación que ha llegado hasta nosotros después de más de 2.000 años, realizada en el año 265 antes de la era cristiana. Sin embargo, no se pretende que esta observación registre el descubrimiento del planeta. Aún más atrás, encontramos al jefe de los astrónomos de Nínive haciendo alusión a Mercurio en un informe que presentó a Asurbanipal, rey de Asiria. No parece en absoluto probable que el descubrimiento fuera algo reciente en aquel entonces. Es posible que el planeta haya sido descubierto de forma independiente en dos o más lugares, pero faltan por completo todos los registros de tales descubrimientos; además, ignoramos tanto los nombres de los descubridores como las naciones a las que pertenecían y las épocas en que vivieron.

Aunque este descubrimiento es de una antigüedad tan grande, aunque se realizó antes de que existieran conceptos correctos sobre el verdadero sistema del universo, y, huelga decirlo, mucho antes de la invención del telescopio, no debe suponerse que la detección de Mercurio fuera en modo alguno algo sencillo u obvio. Esto quedará claro cuando intentemos concebir la forma en que probablemente se realizó dicho descubrimiento.

Algún astrónomo primitivo, familiar desde hacía tiempo con los cielos, había aprendido a reconocer las diversas estrellas y constelaciones. La experiencia le había hecho comprender la permanencia de estos objetos; había visto que Sirio aparecía invariablemente en las mismas estaciones del año, y había observado cómo se situaba en relación con Orión y las demás constelaciones vecinas. De la misma manera, cada una de las demás estrellas brillantes era para él un objeto conocido, siempre presente en una región específica del cielo. Vio cómo las estrellas salían y se ponían de tal manera que, aunque cada estrella parecía moverse, sus posiciones relativas eran inmutables. Sin duda, este antiguo astrónomo conocía a Venus; sabía de la estrella vespertina; sabía de la estrella matutina; y quizá llegó a concluir que Venus era un cuerpo que oscilaba de un lado al otro del sol.

Podemos imaginar fácilmente cómo se descubrió Mercurio en los cielos despejados de un desierto oriental. El sol se ha puesto, el breve crepúsculo casi ha terminado, cuando, he aquí, cerca de esa parte del horizonte donde el resplandor del sol poniente aún ilumina el cielo, se ve una estrella brillante. El astrónomo primitivo sabe que no hay ninguna estrella brillante en ese lugar del cielo. Si el objeto de su atención no es una estrella, ¿qué puede ser entonces? Ansioso por examinar esta cuestión, vigila los cielos la noche siguiente, y allí, aún más arriba del horizonte y aún más brillante, se ve nuevamente el mismo objeto que la noche anterior. Cada noche sucesiva, el cuerpo adquiere más y más brillo, hasta que finalmente se convierte en una gema llamativa. Quizá subirá aún más alto; quizá aumentará su brillo hasta alcanzar el de Venus misma. Tales fueron las conjeturas, no del todo improbables, de quienes primero observaron este objeto; pero no se cumplieron. Después de unas pocas noches de esplendor excepcional, el brillo de este misterioso cuerpo disminuye. El planeta vuelve a acercarse al horizonte al atardecer, hasta que finalmente se pone tan pronto después del sol que se vuelve invisible. ¿Se ha perdido para siempre? Pueden pasar años antes de que haya otra oportunidad de observar el objeto después del atardecer; pero entonces, nuevamente, se verá cómo atraviesa la misma serie de cambios, aunque…

Tal vez, en circunstancias muy diferentes. Tanto la mayor altura sobre el horizonte como la mayor luminosidad varían considerablemente.

Deben haberse realizado observaciones largas y cuidadosas antes de que el astrónomo primitivo pudiera asegurarse de que todas esas apariciones podían atribuirse a un mismo cuerpo celeste. En los desiertos orientales, los fenómenos del amanecer debieron ser casi tan familiares como los del atardecer, y en los cielos despejados, en el punto donde los rayos solares comenzaban a asomar por encima del horizonte, a veces se podía percibir un punto brillante similar a una estrella. Cada día, este objeto ascendía cada vez más alto sobre el horizonte antes del amanecer, y su brillo aumentaba con la distancia; luego volvía a acercarse al sol y desaparecía durante muchos meses. Estos eran los datos que llegaban al conocimiento del astrónomo primitivo: se veía un cuerpo después del atardecer y otro antes del amanecer. Para nosotros puede parecer una deducción obvia, a partir de los hechos observados, que esos dos cuerpos eran idénticos. La deducción es correcta, pero en modo alguno es obvia. Observaciones largas y pacientes establecieron la notable ley de que uno de estos cuerpos nunca se veía hasta que el otro había desaparecido. De ahí se dedujo que los fenómenos, tanto al amanecer como al atardecer, se debían al mismo cuerpo, que oscilaba de un lado a otro alrededor del sol.

Podemos imaginar fácilmente que la afirmación de la identidad de estos dos objetos era algo que tendría que ser sometido a pruebas cuidadosas antes de poder ser aceptado. ¿Cómo se deben aplicar las pruebas en un caso como este? Apenas puede haber duda de que la demostración más completa y convincente de la verdad científica se encuentra en el cumplimiento de las predicciones. Cuando se observó a Mercurio durante años, se notó cierta regularidad en la reaparición de su visibilidad. Una vez que se estableció plenamente esa periodicidad, se hizo posible hacer predicciones. Se podía predecir con precisión cuándo se vería a Mercurio después del atardecer y cuándo se vería antes del amanecer. Cuando se comprobó que estas predicciones se cumplían al pie de la letra —que el planeta siempre se veía cuando se buscaba de acuerdo con las predicciones—, fue imposible negar la validez de la hipótesis.

en las cuales se basaban estas predicciones. Subyacente a esa hipótesis estaba la suposición de que todas las diversas apariciones surgían de las oscilaciones de un único cuerpo, y por lo tanto el descubrimiento de Mercurio se estableció sobre una base tan firme como el descubrimiento de Júpiter o de Venus.

En las latitudes de las Islas Británicas es generalmente posible ver a Mercurio en algún momento durante el año. No es práctico establecer, dentro de límites razonables, ninguna regla general para determinar las fechas en las que se debe buscarlo; pero el estudiante que está decidido a ver el planeta generalmente tendrá éxito con un poco de paciencia. Debe primero consultar un almanaque que indique las posiciones del cuerpo, y elegir un momento en el que se indique que Mercurio es una estrella vespertina o matutina. Un momento así durante los meses de primavera es especialmente adecuado, ya que la elevación de Mercurio sobre el horizonte suele ser mayor que en otras estaciones; y en el crepúsculo vespertino, unos tres cuartos de hora después del atardecer, la visión de este objeto tímido pero hermoso recompensará la atención del observador.

Para aquellos astrónomos que disponen de telescopios ecuatoriales, tales instrucciones son innecesarias. Para disfrutar de una visión telescópica de Mercurio, primero recurrimos al Almanaque Náutico y encontramos la posición en la que se encuentra el planeta. Si casualmente está por encima del horizonte, podemos dirigir de inmediato el telescopio hacia ese lugar, y incluso a plena luz del día el planeta se verá muy a menudo. Sin embargo, la apariencia telescópica de Mercurio es decepcionante. Aunque es mucho más grande que la luna, está lo suficientemente lejos como para parecer insignificante. Hay, no obstante, una característica en la visión de este planeta que atraería inmediatamente la atención. Generalmente, Mercurio no se observa como un objeto circular, sino más bien en forma de media luna, como una luna en miniatura. Las fases del planeta también se explican por los mismos principios que las fases de la luna. Mercurio es un globo compuesto, al igual que nuestra Tierra, de materiales que no poseen en sí mismos fuente alguna de iluminación. Uno de los hemisferios del planeta debe necesariamente estar orientado hacia el sol, y esta cara se ilumina brillantemente por los rayos solares. Cuando miramos a Mercurio, no vemos nada de la cara no iluminada, y la forma de media luna se debe a la vista acortada que obtenemos de ella.

parte iluminada. El planeta es un objeto tan pequeño que, en el brillo de la visión a simple vista, no se puede definir la forma del cuerpo luminoso. De hecho, incluso en la mucho más grande media luna de Venus, es necesario recurrir al telescopio para poder observar su forma característica. Más allá de que Mercurio tenga forma de media luna y que pase por diferentes fases en correspondencia con los cambios en su posición relativa con respecto a la Tierra y al Sol, no podemos ver gran parte del planeta. Es demasiado pequeño y demasiado brillante como para permitir una fácil delimitación de sus detalles en la superficie. Sin duda se han realizado intentos y se han registrado observaciones acerca de ciertas marcas muy tenues e indistintas en el planeta, pero tales afirmaciones deben ser recibidas con gran cautela.

Fig. 41.—El movimiento de Mercurio, que muestra las variaciones en fase y en tamaño aparente.

Los hechos que se han establecido de manera concluyente respecto a Mercurio son principalmente datos numéricos sobre la trayectoria que describe alrededor del Sol. El tiempo que tarda el planeta en completar una de sus revoluciones es de casi ochenta y ocho días. La distancia promedio desde el Sol es de unos 36,000,000 millas, y la velocidad media con la que se mueve el cuerpo es de más de veintinueve millas por segundo. Ya hemos hecho alusión a la característica más distintiva y notable de la órbita de Mercurio: esa órbita difiere de las trayectorias de todos los demás planetas grandes por ser mucho más…

Desviación de la forma circular. En la mayoría de los casos, las órbitas planetarias son tan poco elípticas que un diagrama de dicha órbita trazado con precisión a escala no se percibiría como diferente de un círculo, a menos que se realizaran mediciones cuidadosas. En el caso de Mercurio, las circunstancias son diferentes: la forma elíptica de su trayectoria sería completamente evidente incluso para el observador más casual. La distancia desde el sol hasta el planeta varía entre límites muy considerables; el valor más bajo que puede alcanzar es de unos 30.000.000 de millas, y el valor más alto, de unos 43.000.000 de millas. De acuerdo con la segunda ley de Kepler, la velocidad del planeta debe experimentar cambios correspondientes: debe desplazarse rápidamente por esa parte de su trayectoria cercana al sol, y más lentamente por las partes más alejadas. La mayor velocidad es de unos treinta y cinco millas por segundo, y la menor, de veintitrés millas por segundo.

Para comprender adecuadamente los movimientos de Mercurio, no deberíamos separar la velocidad de las verdaderas dimensiones del cuerpo mediante el cual se produce ese movimiento. Sin duda, una velocidad de veintinueve millas por segundo es enorme si la comparamos con las velocidades a las que estamos acostumbrados en la vida cotidiana. La velocidad del planeta es al menos cien veces mayor que la velocidad de una bala de rifle. Pero cuando comparamos los tamaños de los cuerpos…

Con sus velocidades, la velocidad de Mercurio parece ser relativamente mucho menor que la de una bala. Una bala de rifle recorre una distancia igual a su propio diámetro miles de veces por segundo. Pero aunque Mercurio se mueve mucho más rápido, las dimensiones del planeta son tan considerables que se necesitarán dos minutos para que recorra una distancia igual a su diámetro. Al considerar el planeta en su conjunto, la velocidad de su movimiento no es más que un avance majestuoso y digno, acorde con sus dimensiones.

Dado que podemos saber muy poco, o nada, sobre la verdadera superficie de Mercurio, es completamente imposible para nosotros determinar si puede existir vida en su superficie. Sin embargo, podemos concluir razonablemente que no puede haber vida en Mercurio de ninguna forma similar a la vida que conocemos en la Tierra. El calor y la luz del sol afectan a Mercurio con una intensidad muchas veces mayor que la que experimentamos nosotros. Cuando este planeta se encuentra a su mayor distancia del Sol, la intensidad de la radiación solar sigue siendo más de cuatro veces mayor que el máximo calor que llega a la Tierra. Pero cuando Mercurio, en el transcurso de sus notables cambios de distancia, se acerca a la parte más cálida de su órbita, queda expuesto a un calor abrasador. La intensidad del calor solar debe entonces ser no menos de nueve veces mayor que la máxima radiación a la que estamos expuestos nosotros.

Estos enormes cambios climáticos se suceden con mucha mayor rapidez que las variaciones de nuestras estaciones. En Mercurio, el intervalo entre el verano y el invierno es solo de cuarenta y cuatro días, mientras que todo el año dura solo ochenta y ocho días. Tales variaciones rápidas en el calor solar deben tener, por sí mismas, un profundo efecto en la habitabilidad de Mercurio. El señor Ledger señala acertadamente, en su interesante obra[14], que si existen habitantes en Mercurio, los conceptos de “perihelio” y “afelio”, que aquí a menudo se consideran como expresiones de ideas complejas o difíciles de comprender, deben ser familiares para todos en la superficie de ese planeta. Estas palabras implican “cerca del Sol” y “lejos del Sol”; pero no asociamos estas expresiones con ningún fenómeno evidente, porque los cambios en la distancia de la Tierra al Sol son insignificantes. Pero en Mercurio…

donde en seis semanas el sol alcanza un tamaño aparente más de dos veces mayor, y emite una cantidad de luz y calor más de dos veces superior; cambios como los que se manifiestan en el perihelio y el afelio encarnan ideas obviamente e íntimamente relacionadas con toda la dinámica del planeta.

No obstante, es imprudente extraer conclusiones sobre el clima basándose únicamente en la proximidad o lejanía del sol. El clima depende de otros factores además de la distancia del sol. La atmósfera que rodea la Tierra tiene una influencia profunda en el calor y el frío, y si Mercurio tuviera una atmósfera —como se ha supuesto con frecuencia— su clima podría modificarse en la medida necesaria. Sin embargo, parece difícil pensar que cualquier atmósfera pueda ofrecer una protección adecuada a sus habitantes contra las fluctuaciones violentas y rápidas de la radiación solar. Todo lo que podemos decir es que el problema de la vida en Mercurio pertenece a la categoría de misterios sin resolver, y quizás insolubles.

Fue en el año 1629 cuando Kepler hizo una importante declaración respecto a eventos astronómicos inminentes. Había estudiado profundamente los movimientos de los planetas; y a partir de su estudio del pasado se atrevió a predecir el futuro. Kepler anunció que en el año 1631 tanto Venus como Mercurio realizarían un tránsito por delante del sol, y fijó las fechas en el 7 de noviembre para Mercurio y el 6 de diciembre para Venus. En aquel entonces se trató de una predicción muy notable. Estamos tan acostumbrados a consultar nuestros almanaques para conocer todos los fenómenos astronómicos que se esperan durante el año, que tendemos a olvidar que en tiempos pasados esto era imposible. Solo poco a poco la astronomía se ha vuelto lo suficientemente precisa como para permitirnos predecir con exactitud la ocurrencia de los fenómenos más delicados. La predicción de esos tránsitos por parte de Kepler, unos años antes de que ocurrieran, fue considerada en su momento como un logro verdaderamente extraordinario.

El ilustre Gassendi se dispuso a someter a prueba las declaraciones de Kepler mediante observaciones reales. Hoy en día podemos determinar con precisión el momento del tránsito dentro de unos pocos minutos, pero en aquellos primeros intentos era igualmente

La precisión no era factible. Gassendi consideró necesario comenzar a observar el tránsito de Mercurio dos días completos antes de la hora indicada por Kepler, y elaboró un plan ingenioso para realizar sus observaciones. La luz del sol entraba en una habitación oscura a través de un agujero en la persiana, y una imagen del sol se formaba en una pantalla blanca mediante una lente. De hecho, se trata de una forma admirable y muy satisfactoria de estudiar la superficie del sol; incluso en la actualidad, con nuestros mejores telescopios, uno de los métodos para observar a nuestro astro se basa en el mismo principio.

Gassendi inició sus observaciones el 5 de noviembre y estudió cuidadosamente la imagen del sol en cada oportunidad que tuvo. Sin embargo, no fue sino cinco horas después de la hora asignada por Kepler cuando realmente comenzó el tránsito de Mercurio. Las preparaciones de Gassendi se habían realizado con todos los recursos de los que disponía, pero estos recursos parecen muy imperfectos en comparación con los equipos de nuestros observatorios modernos. Estaba ansioso por registrar el momento en que aparecía el planeta, y con ese fin colocó a un ayudante en la habitación de abajo, encargado de observar la altitud del sol en el instante indicado por Gassendi. La señal para el ayudante debía transmitirse mediante un aparato muy primitivo: Gassendi tenía que golpear el suelo cuando llegara el momento crítico. A pesar de la larga demora, que agotó la paciencia del ayudante, se obtuvieron algunas observaciones valiosas, y así se registró el primer paso de un planeta por delante del sol.

Los tránsitos de Mercurio no son fenómenos raros (hubo trece durante el siglo XIX), y su importancia radica principalmente en la precisión que su observación aporta a nuestros cálculos sobre los movimientos del planeta. A menudo se ha esperado que las oportunidades que brindan los tránsitos permitieran obtener información sobre las características físicas del globo de Mercurio, pero estas esperanzas no se han cumplido.

Las observaciones espectroscópicas de Mercurio son muy escasas. Parecen indicar que el vapor de agua es un componente probable en la atmósfera de Mercurio, al igual que en la nuestra.

Hace algunos años, un distinguido astrónomo italiano, el profesor Schiaparelli, anunció un descubrimiento notable respecto a la rotación del planeta Mercurio. Descubrió que el planeta gira sobre su eje en el mismo período que tarda en orbitar alrededor del sol. La consecuencia práctica de esta identidad entre los dos períodos es que Mercurio siempre muestra la misma cara hacia el sol. Si nuestra Tierra girara de manera similar, entonces el hemisferio orientado hacia el sol disfrutaría de un día eterno, mientras que el hemisferio opuesto quedaría sumido en una noche perpetua. Según este descubrimiento, Mercurio orbita alrededor del sol de la misma forma que la Luna orbita alrededor de la Tierra. Dado que la velocidad con la que Mercurio recorre su órbita alrededor del sol es muy variable, debido a la forma altamente elíptica de su órbita, mientras que su rotación sobre su eje se realiza a una velocidad constante, se deduce que algo más que un hemisferio (aproximadamente cinco octavos de su superficie) disfruta más o menos de la luz del sol a lo largo de un año mercuriano.

Este importante descubrimiento de Schiaparelli ha sido confirmado recientemente por un astrónomo estadounidense, el señor Lowell, de Arizona, EE. UU., quien observó el planeta en condiciones muy favorables con un telescopio refractor de veinticuatro pulgadas de apertura. Detectó en la superficie de Mercurio ciertas líneas estrechas y oscuras, cuyo lento desplazamiento indica un período de rotación sobre su eje exactamente coincidente con el período de órbita alrededor del sol. El mismo observador demostró que el eje de rotación de Mercurio es perpendicular al plano de su órbita. El señor Lowell no percibió signos de nubes u oscurecimientos, ni tampoco indicio alguno de una envoltura atmosférica; la superficie de Mercurio es incolora, “una geografía en blanco y negro”.

Podemos afirmar que existe una fuerte probabilidad a priori a favor de la realidad del descubrimiento de Schiaparelli. Mercurio, al ser uno de los planetas sin luna, estará influenciado únicamente por el sol en lo que respecta a los fenómenos de marea.

Esto es algo que nos preocupa. Además, debido a la proximidad de Mercurio al sol, las mareas solares en ese planeta tienen una intensidad especial. Dado que la tendencia de las mareas es hacer que Mercurio muestre siempre su mismo lado hacia el sol, no hay necesidad de dudar al aceptar el testimonio de que las mareas han producido exactamente el efecto que sabemos que son capaces de causar.

Aquí nos despedimos del planeta Mercurio: un objeto interesante y hermoso, que estimula nuestra curiosidad intelectual, pero al mismo tiempo escapa a nuestros intentos por conocerlo más de cerca. Sin embargo, hay un punto de conocimiento alcanzable que debemos mencionar como conclusión. Es una tarea difícil, pero en modo alguno imposible, pesar a Mercurio en la balanza celestial y determinar su masa en comparación con los otros cuerpos de nuestro sistema. Se trata de una operación delicada, pero que nos conduce por algunos de los caminos más interesantes del descubrimiento astronómico. El peso del planeta, según lo determinado recientemente por Von Asten, es aproximadamente una veinticuarta parte del peso de la Tierra; pero el resultado es más incierto que las determinaciones de la masa de cualquiera de los otros planetas más grandes.

CAPÍTULO VIII.
VENERA.
El interés que despierta este planeta—La imprevisibilidad de su aparición—La estrella vespertina—Visibilidad durante el día—Iluminada únicamente por el Sol—Las fases de Venus—Por qué la media luna no es visible a simple vista—Variaciones en el tamaño aparente del planeta—La rotación de Venus—El parecido de Venus con la Tierra—El tránsito de Venus—Por qué tiene tanto interés especial—La escala del sistema solar—Las órbitas de la Tierra y Venus no están en el mismo plano—Repetición de los tránsitos en pares—Apariencia de Venus en tránsito—Los tránsitos de 1874 y 1882—Los tránsitos anteriores de 1631 y 1639—Las observaciones de Horrocks y Crabtree—El anuncio de Halley—Cómo la trayectoria del planeta difiere según el lugar—Ilustraciones de la paralaje—Viaje a Otaheite—El resultado de Encke—Valor probable de la distancia al Sol—Observaciones en Dunsink del último tránsito de Venus—La cuestión de una atmósfera en Venus—Otras determinaciones de la distancia al Sol—Estadísticas sobre Venus.

Podría haber sido apropiado, por una razón u otra, comenzar nuestra revisión del sistema planetario con la descripción del planeta Venus. Este cuerpo no destaca especialmente por su tamaño, ya que existen otros planetas cientos de veces más grandes. La órbita de Venus es sin duda mayor que la de Mercurio, pero es mucho más pequeña que la de los planetas exteriores. Venus ni siquiera cuenta con ese espléndido séquito de cuerpos menores que confieren tanta dignidad e interés a los poderosos planetas de nuestro sistema. Sin embargo, sigue siendo un hecho que Venus es insuperable entre todos los planetas. No hablamos ahora de cuerpos celestes que solo se pueden ver con el telescopio; nos referimos a la observación ordinaria que permitió detectar a Venus mucho antes de que se inventaran los telescopios.

¿Quién no se ha maravillado ante la visión de este glorioso objeto? No se puede ver en todo momento. Durante meses enteros, la estrella vespertina permanece oculta a la mirada de los mortales. Sus bellezas se ven aún realzadas por el capricho y la incertidumbre que acompañan a su aparición. No decimos que haya capricho alguno en los movimientos de Venus, como saben aquellos que consultan diligentemente sus almanaques. Los movimientos de este encantador planeta están allí

Se describe con detalles prosaicos que apenas armonizan con el carácter que suele atribuirse a la Diosa del Amor. Pero para aquellos que no prestan especial atención a las estrellas, lo inesperado de su aparición es uno de sus mayores encantos. Venus no había sido observada ni tenida en cuenta durante muchos meses. Es una noche maravillosamente clara; el sol acaba de ponerse. El amante de la naturaleza se vuelve para admirar el atardecer, como lo haría cualquier amante de la naturaleza. En el resplandor dorado del oeste se ve brillar una hermosa gema: es la estrella vespertina, el planeta Venus. Unas semanas después se observa otro hermoso atardecer, y ahora el planeta ya no es un punto bajo en el resplandor occidental; ha ascendido alto sobre el horizonte y sigue siendo un objeto brillante mucho tiempo después de que caigan las sombras de la noche. Un poco más tarde, Venus alcanza su máxima brillantez y esplendor. Todo el ejército celestial, incluso Sirio e incluso Júpiter, debe palidecer ante el espléndido brillo de Venus, la reina incomparable del firmamento.

Tras semanas de esplendor, la altura de Venus al atardecer disminuye y su brillo comienza a declinar gradualmente. Desaparece de la vista y es olvidada por la gran mayoría de la humanidad; pero la caprichosa diosa solo se ha movido de un lado del cielo al otro. Antes de que salga el sol, se verá la estrella matutina en el este. Su brillo aumenta gradualmente hasta rivalizar con la belleza de la estrella vespertina. Luego, nuevamente, el planeta se acerca al sol y permanece fuera de la vista durante muchos meses, hasta que comienza de nuevo el mismo ciclo de cambios, tras un intervalo de un año y siete meses.

Cuando Venus está en su punto más brillante, puede verse fácilmente a plena luz del día con el ojo desnudo. Este impresionante espectáculo proclama de manera inequívoca la supremacía incomparable de este planeta en comparación con sus compañeros planetarios y con las estrellas fijas. De hecho, en ese momento Venus es de cuarenta a sesenta veces más brillante que cualquier objeto estelar en los cielos del norte.

La hermosa estrella vespertina es a menudo un objeto tan llamativo que al principio puede parecer difícil darse cuenta de que no es autoluminiscente. Sin embargo, es imposible dudar de que el planeta sea en realidad solo una esfera oscura, y en ese sentido se parece a nuestra propia Tierra. El brillo del planeta no es tan grande…

Mucho mayor que la de la Tierra en un día soleado. El esplendor de Venus proviene íntegramente de la luz reflejada del Sol, de la misma manera que ya se explicó con respecto a la Luna.

No podemos distinguir la característica forma de media luna del planeta a simple vista, ya que lo que se ve es simplemente un punto brillante demasiado pequeño como para tener una forma perceptible. Esto se debe a razones fisiológicas. Los mecanismos ópticos del ojo forman una imagen del planeta en la retina, la cual es necesariamente muy pequeña. Incluso cuando Venus está más cerca de la Tierra, el diámetro del planeta forma un ángulo no mucho mayor que un minuto de arco. En esa delicada membrana, la imagen de Venus tiene un diámetro de aproximadamente una sexta parte de pulgada. Por grande que sea la delicadeza de la retina, no es suficiente para percibir la forma de una imagen tan diminuta. La estructura nerviosa, descrita como fuente de la visión, constituye un soporte demasiado tosco para captar los detalles de esta imagen minúscula. Por eso, a simple vista, el brillante Venus aparece simplemente como un punto luminoso. La visión ordinaria no puede determinar su forma; y mucho menos revelar la verdadera belleza de su forma de media luna.

Si el diámetro de Venus fuera varias veces mayor de lo que realmente es; si este cuerpo fuera, por ejemplo, tan grande como Júpiter o algunos de los otros grandes planetas, entonces su forma de media luna podría ser fácilmente discernida a simple vista. Es curioso especular sobre cuál habría sido la historia de la astronomía si Venus hubiera sido solo tan grande como Júpiter. Si todos pudieran ver su forma de media luna sin telescopio, entonces habría sido una verdad elemental y casi obvia que Venus debía ser un cuerpo oscuro que orbitaba alrededor del Sol. La analogía entre Venus y nuestra Tierra se habría percibido de inmediato; y la doctrina que tuvo que ser descubierta por Copérnico en tiempos relativamente modernos quizás nos habría sido transmitida junto con las demás descubrimientos provenientes de las antiguas naciones del Oriente.

Fig. 43. Venus, 29 de mayo de 1889.
Tal vez el dibujo más perfecto de Venus que se ha obtenido hasta ahora sea el realizado (Fig. 43) por el profesor E.E. Barnard, el 29 de mayo de 1889, con un telescopio ecuatorial de 12 pulgadas, en el Observatorio Lick; para este propósito y en esa ocasión, el profesor Barnard consideró que era superior al telescopio de 36 pulgadas. Las marcas que se muestran parecen existir sin duda en el planeta, y en 1897 el profesor Barnard escribió: “Las circunstancias en las que se realizó este dibujo son inolvidables para mí, ya que nunca más tuve condiciones tan perfectas para observar a Venus”.

En la Fig. 44 mostramos tres vistas de Venus bajo diferentes aspectos. El planeta está mucho más cerca de la Tierra cuando se observa en forma de cuarto creciente, por lo que parece formar parte de un círculo mucho más grande que el que se forma cuando está casi lleno. Este dibujo muestra los diferentes aspectos del globo en sus verdaderas proporciones relativas. Es muy difícil percibir con claridad cualquier…

Marcas en la superficie brillantemente iluminada. A veces, los observadores han visto manchas u otras características; ocasionalmente, las extremidades puntiagudas de los cuernos eran irregulares, como si eso demostrara que la superficie de Venus no es lisa. Algunos observadores informan haber visto manchas blancas en los polos de Venus, que hasta cierto punto se asemejan a las características más conspicuas del mismo tipo que se pueden observar en Marte.

Dado que es tan difícil ver cualquier marca en Venus, apenas podemos dar una respuesta definitiva a la importante pregunta relativa al período de rotación de este planeta alrededor de su eje. Varios observadores durante los últimos doscientos años, a partir de datos muy insuficientes, concluyeron que Venus rotaba en unas veintitrés horas. Schiaparelli, de Milán, dirigió su atención a este planeta en 1877 y observó una zona oscura y dos manchas brillantes, todas situadas no lejos del extremo sur de la media luna. Este astrónomo extremadamente meticuloso vigiló estas marcas durante tres meses y descubrió que no había ningún cambio perceptible en su posición. Esto ocurría especialmente cuando continuaba su observación durante varias horas seguidas. Este hecho parecía demostrar de manera concluyente que Venus no podía rotar en veintitrés horas ni en ningún otro período corto. Semana tras semana, las manchas permanecieron inmutables, hasta que Schiaparelli se convenció de que sus observaciones solo podían explicarse con un período de

rotación de entre seis y nueve meses. Concluyó naturalmente que el período era de 225 días; es decir, el tiempo que Venus tarda en completar una revolución alrededor del sol; en otras palabras, Venus siempre muestra la misma cara hacia el sol.

Este notable resultado fue confirmado por observaciones realizadas en Niza; pero ha sido fuertemente cuestionado por varios observadores, quienes sostienen que sus propios dibujos solo pueden coincidir con un período aproximadamente igual al de la rotación de nuestra propia Tierra. Sin embargo, el resultado de Schiaparelli cuenta con el firme respaldo de las cartas del señor Lowell. Él ha publicado una serie de dibujos de Venus hechos con su telescopio refractor de 24 pulgadas, y descubre que la rotación se produce en el mismo tiempo que la revolución orbital del planeta, siendo el eje de rotación perpendicular al plano de la órbita. Las marcas observadas por el señor Lowell eran largas y estriadas, y siempre eran visibles cuando las condiciones atmosféricas eran razonablemente buenas.

Hemos visto que la Luna gira de tal manera que mantiene siempre la misma cara orientada hacia la Tierra. Ahora hemos visto que los planetas Venus y Mercurio parecen girar de forma que mantengan siempre la misma cara orientada hacia el sol. Todos estos fenómenos son de gran interés en los campos más avanzados de la investigación astronómica. No son meras coincidencias. Surgen de la acción de las mareas, de una manera que será explicada en un capítulo posterior.

Resulta que nuestra Tierra y Venus son prácticamente iguales en tamaño. La diferencia es apenas perceptible, pero la Tierra tiene un diámetro unos pocos kilómetros mayor que el de Venus. Hay indicios de la existencia de una atmósfera alrededor de Venus, y las pruebas obtenidas con el espectróscopo demuestran que allí está presente vapor de agua.

Si hay oxígeno en la atmósfera de Venus, entonces parecería posible que existiera vida en ese planeta, no fundamentalmente diferente en carácter de algunas formas de vida en la Tierra. Sin duda, el calor del sol en Venus es mucho mayor que el calor solar al que estamos acostumbrados.

Pero esta no es una dificultad insuperable. Actualmente vemos en la Tierra vida en regiones muy calientes y vida en regiones muy frías. De hecho, a medida que nos acercamos al Ecuador, encontramos una vida cada vez más exuberante; de modo que, si hay agua en la superficie de Venus y si el oxígeno es un componente de su atmósfera, podríamos esperar encontrar en ese planeta una vida tropical próspera, de una especie quizás análoga en algunos aspectos a la vida en la Tierra.

En nuestro relato sobre el planeta Mercurio, así como en la breve descripción del hipotético planeta Vulcano, ha sido necesario hacer alusión a los fenómenos que se presentan con el tránsito de un planeta por delante del Sol. Tal evento siempre resulta de interés para los astrónomos, y especialmente en el caso de Venus. En los últimos años hemos tenido la oportunidad de presenciar dos de estas raras ocurrencias. Quizás no sea exagerado afirmar que los tránsitos de 1874 y 1882 recibieron un grado de atención nunca antes otorgado a ningún fenómeno astronómico.

El tránsito de Venus no puede describirse como un espectáculo muy impresionante o hermoso. No es ni de lejos una vista tan magnífica como la de un gran cometa o una lluvia de estrellas fugaces. ¿Por qué, entonces, se considera de tanta importancia científica? Es porque este fenómeno nos ayuda a resolver uno de los mayores problemas que jamás han ocupado la mente humana. Mediante el tránsito de Venus podemos determinar la escala en la que está construido nuestro sistema solar. En verdad, este es un problema noble. Detengámonos en él un momento. En el centro de nuestro sistema tenemos el Sol: una esfera majestuosa más de un millón de veces más grande que la Tierra. Alrededor del Sol orbitan los planetas, de los cuales nuestra Tierra es solo uno. Hay cientos de planetas pequeños. Hay algunos comparables a nuestra Tierra; otros superan con creces a la Tierra. Además de los planetas, existen otros cuerpos en nuestro sistema. Muchos de los planetas están acompañados por sistemas de lunas en órbita. Hay cientos, quizás miles, de cometas. Cada miembro de esta enorme multitud se mueve en una órbita predeterminada alrededor del Sol, y colectivamente forman el sistema solar.

Es relativamente fácil aprender las proporciones de este sistema, medir las distancias relativas de los planetas al sol e incluso los tamaños relativos de los propios planetas. Sin embargo, surgen dificultades particulares cuando intentamos determinar el tamaño real del sistema así como su forma. Es esta última cuestión la que el tránsito de Venus nos ofrece un método para resolver.

Mire, por ejemplo, un mapa ordinario de Europa. Vemos los diversos países representados con precisión; podemos conocer el curso de los ríos; podemos decir que Francia es más grande que Inglaterra y Rusia más grande que Francia; pero por perfecto que esté elaborado el mapa, se necesita algo más antes de poder tener una concepción completa de las dimensiones del país. Debemos conocer la escala en la que está dibujado el mapa. El mapa contiene una línea de referencia con ciertas marcas en ella. Esta línea sirve para indicar la escala del mapa. Su función es indicarnos que una pulgada en el mapa corresponde a tantas millas en la superficie real. A menos que esté complementada por la escala, el mapa sería completamente inútil para muchos fines. Supongamos que lo consultamos para elegir una ruta desde Londres hasta Viena: podemos ver de inmediato la dirección a seguir y las diversas ciudades y países que habrá que atravesar; pero a menos que consultemos la pequeña escala en la esquina, el mapa no nos indicará cuántas millas tiene que ser el viaje.

Un mapa del sistema solar puede construirse fácilmente. Podemos dibujar en él las órbitas de algunos de los planetas y de sus satélites, e incluso incluir a muchos cometas. Podemos asignar a los planetas y a sus órbitas sus propias proporciones. Pero para que el mapa sea realmente útil, se necesita algo más. Debemos contar con la escala que nos indique cuántos millones de millas en el cielo corresponden a una pulgada del mapa. Es aquí donde encontramos una dificultad. No obstante, existen varias formas de resolver el problema, aunque todas son difíciles y laboriosas. El método más célebre (aunque lejos de ser el mejor) es el presentado durante el tránsito de Venus. En esto radica, pues, la importancia de este evento tan raro. Es uno de los medios más conocidos para determinar la escala real en la que está construido nuestro sistema. Observe la gran importancia del problema. Una vez que se conoce la escala…

Una vez que se ha determinado todo, entonces ya se sabe todo. Conocemos el tamaño del Sol; conocemos su distancia; conocemos el volumen de Júpiter y las distancias a las que orbitan sus satélites; conocemos las dimensiones de los cometas y la distancia a la que se alejan en sus desplazamientos; conocemos la velocidad de las estrellas fugaces; y aprendemos la importante lección de que nuestra Tierra es solo uno de los miembros menores de la familia solar.

Dado que la órbita de Venus está dentro de la de la Tierra, y como Venus se mueve más rápido que la Tierra, se deduce que la Tierra es frecuentemente sobrepasada por este planeta, y justo en el momento crítico a veces ocurre que la Tierra, el planeta y el Sol se encuentren en la misma línea recta. Entonces podemos ver a Venus sobre la superficie del Sol, y este es el fenómeno al que llamamos tránsito de Venus. De hecho, es bastante evidente que si los tres cuerpos estuvieran exactamente en línea, un observador en la Tierra, al mirar el planeta, lo vería claramente recortado contra el brillante fondo del Sol.

Considerando que la Tierra es sobrepasada por Venus una vez cada diecinueve meses, podría parecer que los tránsitos del planeta deberían ocurrir con una frecuencia correspondiente. Pero no es así; el tránsito de Venus es un fenómeno extremadamente raro, y a menudo pasan cien años o más sin que ocurra ninguno. La rareza de estos fenómenos se debe al hecho de que la órbita del planeta está inclinada con respecto al plano de la órbita terrestre; así, durante la mitad de su trayectoria Venus se encuentra por encima del plano de la órbita terrestre, y en la otra mitad, por debajo. Cuando Venus sobrepasa a la Tierra, la línea que va desde la Tierra hasta Venus pasará, por lo general, por encima o por debajo del Sol. Sin embargo, si ocurre que Venus sobrepasa a la Tierra en o cerca de uno de los puntos en los que el plano de la órbita de Venus atraviesa el de la Tierra, entonces los tres cuerpos estarán alineados, y como consecuencia habrá un tránsito de Venus. La rareza de la aparición de un tránsito ya no es un misterio. La Tierra pasa por una de las posiciones críticas cada diciembre, y por la otra cada junio. Si ocurre que la conjunción de Venus tiene lugar el 6 de junio o el 7 de diciembre, o cerca de esa fecha, entonces habrá un tránsito de Venus en esa conjunción, pero en ninguna otra circunstancia.

La ley más notable en relación con la repetición de este fenómeno es el conocido intervalo de ocho años. Los tránsitos pueden agruparse todos en pares, siendo que los dos tránsitos de cada par están separados por un intervalo de ocho años. Por ejemplo, un tránsito de Venus tuvo lugar en 1761 y nuevamente en 1769. No hubo más tránsitos hasta los que se observaron en 1874 y 1882. Luego vuelve a haber un largo intervalo, ya que otro tránsito no ocurrirá hasta 2004, pero será seguido por otro en 2012.

Esta disposición de los tránsitos en pares permite una explicación muy sencilla. Sucede que el tiempo periódico de Venus mantiene una relación notable con el tiempo periódico de la Tierra. El planeta completa trece revoluciones alrededor del Sol en casi el mismo tiempo que la Tierra necesita para ocho revoluciones. Si, por lo tanto, Venus y la Tierra estaban alineadas con el Sol en 1874, entonces, ocho años después, la Tierra volvería a encontrarse en el mismo lugar; y lo mismo ocurriría con Venus, ya que acababa de completar trece revoluciones. Habiendo tenido lugar un tránsito de Venus en la primera ocasión, también debe tener lugar uno en la segunda.

No obstante, no hay que suponer que cada ocho años los planetas vuelvan a ocupar la misma posición con suficiente precisión como para que se produzca un intervalo regular de ocho años entre los tránsitos. Solo es aproximadamente cierto que trece revoluciones de Venus coinciden con ocho revoluciones de la Tierra. Cada recurrencia de esta conjunción tiene lugar en una posición ligeramente diferente de los planetas, de modo que cuando los dos planetas se reunieron nuevamente en el año 1890, el punto de conjunción estaba tan alejado del punto crítico que la línea que va desde la Tierra hasta Venus no intersecó al Sol; así, aunque Venus pasó muy cerca del Sol, no hubo tránsito.

La Figura 45 representa el tránsito de Venus en 1874. Proviene de una fotografía obtenida durante dicho evento por el Sr. Janssen. Su telescopio estuvo dirigido hacia el Sol durante los minutos cruciales en que tuvo lugar el fenómeno, y así se obtuvo una imagen del Sol en la placa fotográfica colocada dentro del telescopio. El círculo más claro representa el disco del Sol. En esa…

En el disco vemos la imagen redonda y nítida de Venus, que muestra el aspecto característico del planeta durante el transito. Las únicas otras características que se pueden observar son algunas manchas solares, mostradas de forma bastante tenue, y una red de líneas trazadas en una placa de vidrio a lo largo del campo de visión del telescopio para facilitar las mediciones.

El boceto adjunto (Fig. 46) muestra el recorrido que siguió el planeta durante su paso por el sol en las dos ocasiones de 1874 y 1882. Nuestra generación tuvo la suerte de presenciar las dos ocasiones indicadas en esta imagen. El círculo blanco denota el disco del sol; el planeta invade la superficie blanca y, al principio, parece un pedazo arrancado del borde del sol. Poco a poco, la mancha negra se sitúa delante del sol, hasta que, después de casi media hora, el disco negro queda completamente visible. Lentamente…

El planeta recorre su camino, seguido por cientos de telescopios provenientes de todas las regiones del mundo desde donde es posible observar el fenómeno, hasta que, finalmente, en el transcurso de unas pocas horas, aparece al otro lado.

Será útil hacer un breve repaso de los diferentes tránsitos de Venus de los que existe registro histórico. No son numerosos. Han ocurrido cientos de tales fenómenos desde que el hombre llegó por primera vez a la Tierra. No fue sino con la aproximación del año 1631 cuando se comenzó a prestar atención al asunto, aunque el tránsito que sin duda tuvo lugar ese año no fue percibido por nadie. El éxito de Gassendi al observar el tránsito de Mercurio, al que nos hemos referido en el capítulo anterior, le hizo esperar tener la misma suerte al observar el tránsito de Venus, que también había predicho Kepler. Gassendi observó el sol los días 4, 5 y 6 de diciembre. Lo volvió a observar el día 7, pero no vio señal alguna del planeta. Ahora conocemos la razón: el tránsito de Venus tuvo lugar durante la noche, entre el 6 y el 7, y por lo tanto debió ser invisible para los observadores europeos.

Kepler no se había dado cuenta de que otro tránsito ocurriría en 1639. Este descubrimiento lo realizó otro astrónomo, y es con él con el que se puede decir que comienza la historia de este tema. Fue la primera ocasión en la que el fenómeno fue realmente presenciado; ni siquiera entonces lo vieron muchos. Hasta donde se sabe, solo dos personas lo presenciaron.

Un joven y apasionado astrónomo inglés llamado Horrocks había realizado algunos cálculos sobre los movimientos de Venus. Descubrió que el tránsito de Venus se repetiría en 1639 y se preparó para verificarlo. El sol salió brillante en la mañana de ese día, que casualmente era domingo. La profesión sacerdotal que ejercía Horrocks chocó aquí con sus deseos como astrónomo. Nos cuenta que a las nueve fue llamado para atender asuntos de suma importancia —sin duda, se refiere a sus deberes oficiales—, pero la tarea se realizó rápidamente, y poco antes de las diez volvió a estar en posición de observación, solo para encontrar el rostro brillante del sol sin ninguna característica inusual. Estaba marcado

Con una mancha, pero nada que pudiera confundirse con un planeta. Nuevamente, al mediodía, hubo una interrupción: él fue a la iglesia, pero regresó a la una. Tampoco estos fueron los únicos obstáculos para sus observaciones. El sol también estuvo más o menos cubierto de nubes durante parte del día. Sin embargo, a las tres y cuarto de la tarde, su trabajo clerical había terminado; las nubes se habían disipado y volvió a continuar con sus observaciones. Para su gran alegría, vio entonces en el sol esa mancha redonda y oscura, que fue identificada de inmediato como el planeta Venus. Las observaciones no pudieron durar mucho; era pleno invierno y el sol se ponía rápidamente. Solo había media hora disponible, pero él había hecho preparativos tan cuidadosos de antemano que eso fue suficiente para permitirle obtener algunas mediciones valiosas.

Horrocks ya había informado a su amigo William Crabtree sobre este evento inminente. Por lo tanto, Crabtree estaba atento y logró ver el tránsito; una imagen impresionante de la famosa observación de Crabtree se muestra en uno de los hermosos frescos del Ayuntamiento.

Mánchester. Pero Horrocks no comunicó esa información a nadie más; como él dice: “Espero que se me perdone por no informar a los demás amigos míos sobre el fenómeno que se avecinaba, pero la mayoría de ellos no se interesan por cosas de este tipo; prefieren sus halcones y perros, para no decir algo peor. Y aunque en Inglaterra no faltan aficionados a la astronomía, con algunos de los cuales estoy en contacto, no pude transmitirles esta agradable noticia, ya que yo mismo había tenido tan poca información al respecto”.

Fue mucho después cuando se comprendió plenamente la importancia del tránsito de Venus. Pasó casi un siglo antes de que el gran astrónomo Halley (1656–1742) llamara la atención sobre este tema. El siguiente tránsito ocurriría en 1761, y cuarenta y cinco años antes de ese evento, Halley explicó su famoso método para determinar la distancia del sol mediante el tránsito de Venus.[15] En aquel entonces tenía sesenta años; no podía esperar vivir lo suficiente para presenciar ese evento. Pero en un lenguaje noble, señaló el problema a la atención de los eruditos, dirigiéndose así a la Real Sociedad de Londres: “Y esto es lo que ahora deseo presentar ante esta ilustre sociedad, que preveo continuará existiendo durante siglos, para poder explicar de antemano a los jóvenes astrónomos, que quizás vivan lo suficiente para observar estas cosas, un método mediante el cual se pueda determinar con precisión la inmensa distancia del sol... Por lo tanto, lo recomiendo una y otra vez a aquellos astrónomos curiosos que, cuando yo haya muerto, tendrán la oportunidad de observar estas cosas, para que recuerden este mi consejo y se esfuercen al máximo en realizar las observaciones. Deseo sinceramente que tengan todo el éxito imaginable: primero, para que no se vean privados de esta visión tan deseable debido a un cielo nublado e inoportuno; y segundo, para que, al determinar con mayor precisión las magnitudes de las órbitas planetarias, ello contribuya a su fama e gloria inmortales”. Halley vivió hasta una edad avanzada, pero murió diecinueve años antes de que ocurriera el tránsito.

El estudiante de astronomía que desee saber cómo el tránsito de Venus permite determinar la distancia del sol debe prepararse para enfrentarse a un problema geométrico de considerable complejidad. No podemos dar detalles sobre este tema.

sería necesario para una explicación completa. Todo lo que podemos intentar es ofrecer un resumen general del método, suficiente para que el lector comprenda que el tránsito de Venus realmente contiene todos los elementos necesarios para resolver el problema.

Primero debemos explicar claramente la concepción conocida por los astrónomos como paralaje; pues es mediante la paralaje como se debe determinar la distancia del sol, o, de hecho, la distancia de cualquier otro cuerpo celeste. Tomemos una ilustración sencilla. Póngase cerca de una ventana desde donde pueda observar edificios, árboles, nubes o cualquier objeto distante. Coloque en el cristal una delgada tira de papel verticalmente en medio de uno de los paneles. Cierre el ojo derecho y, con el ojo izquierdo, anote la posición de la tira de papel en relación con los objetos del fondo. Luego, manteniéndose aún en la misma posición, cierre el ojo izquierdo y observe nuevamente la posición de la tira de papel con el ojo derecho. Descubrirá que la posición de la tira de papel sobre el fondo ha cambiado. Mientras estoy sentado en mi estudio y miro por la ventana, con mi ojo derecho veo una tira de papel frente a una rama de un árbol a unos cientos de metros de distancia; con mi ojo izquierdo, la tira ya no está frente a esa rama, sino que se ha desplazado hacia la silueta del árbol. Este desplazamiento aparente de la tira de papel, en relación con el fondo distante, es lo que se denomina paralaje.

Acérquese más a la ventana y repita la observación; descubrirá que el desplazamiento aparente de la tira aumenta. Al alejarse de la ventana, el desplazamiento disminuye. Si se mueve al otro lado de la habitación, el desplazamiento es mucho menor, aunque probablemente todavía visible. Así vemos que el cambio en la posición aparente de la tira de papel, según se observe con el ojo derecho o con el ojo izquierdo, varía en magnitud a medida que cambia la distancia; pero varía de manera opuesta a la distancia, ya que cuanto mayor es una, menor es la otra. Podemos, por tanto, asociar a cada distancia específica un desplazamiento correspondiente. A partir de esto, será fácil deducir que, si contamos con medios para medir la magnitud del desplazamiento, entonces también contamos con medios para calcular la distancia desde el observador hasta la ventana.

Es este principio, aplicado a una escala gigantesca, el que nos permite medir las distancias de los cuerpos celestes. Mire, por ejemplo, al planeta Venus; supongamos que esto corresponde a la tira de papel, y que el sol, sobre el cual se ve a Venus en el momento del tránsito, sea el fondo. En lugar de los dos ojos del observador, ahora colocamos dos observatorios en regiones lejanas de la Tierra; observamos a Venus desde uno de los observatorios y desde el otro; medimos la cantidad de desplazamiento y, a partir de eso, calculamos la distancia del planeta. Todo depende, entonces, de los medios que tengamos para medir el desplazamiento de Venus visto desde las dos estaciones diferentes. Existen varias maneras de lograrlo, pero la más sencilla es la propuesta originalmente por Halley.

Desde el observatorio en a, Venus parece seguir la trayectoria superior de las dos rutas mostradas en la figura adjunta (Fig. 47). Desde el observatorio en b, sigue la trayectoria inferior, y a nosotros nos toca medir la distancia entre las dos trayectorias. Esto se puede hacer de varias maneras. Supongamos que el observador en a anota el tiempo que Venus tarda en cruzar el disco, y que se realicen observaciones similares en b. Dado que la trayectoria vista desde b es más amplia, debe deducirse que el tiempo observado en b será mayor que el observado en a. Al comparar las observaciones de los diferentes hemisferios, los tiempos registrados permiten calcular las longitudes de las trayectorias. Una vez conocidas estas longitudes, se determinan sus posiciones en el disco circular del sol, y así se averigua la cantidad de desplazamiento de Venus durante su tránsito. De esta manera se mide la distancia de Venus y se conoce la escala del sistema solar.

Los dos tránsitos a los que se refirieron las memorables investigaciones de Halley ocurrieron en los años 1761 y 1769. Los resultados del primero no fueron muy satisfactorios, a pesar del arduo trabajo de quienes se encargaron de las observaciones. El tránsito de 1769 es de especial interés, no solo para la determinación de la distancia del sol, sino también porque dio origen a la primera de las célebres expediciones del capitán Cook. Fue para ver el tránsito de Venus que al capitán Cook se le encomendó navegar hasta Otaheite, y allí, el 3 de junio, en un día espléndido de ese clima exquisito, tuvo lugar el fenómeno.

Fue observado y medido con cuidado por diferentes observadores. Simultáneamente con estas observaciones, se obtuvieron otras en Europa y en otros lugares, y a partir de la combinación de todas las observaciones se adquirió un conocimiento aproximado de la distancia del Sol desde dos localidades de la Tierra, a y b. Sin embargo, no fue hasta el año 1824 cuando el ilustre Encke calculó la distancia del Sol, dando como resultado definitivo 95.000.000 de millas. Durante muchos años este número se adoptó invariablemente, y muchos de los de la generación actual recordarán cómo se les enseñó en sus días escolares que el Sol estaba a 95.000.000 de millas de distancia. Finalmente, comenzaron a surgir dudas sobre la exactitud de este resultado. Las dudas surgieron en diferentes lugares y se presentaron con diferentes grados de importancia; pero todas apuntaban en una misma dirección: todas indicaban que la distancia del Sol no era realmente tan grande como el resultado obtenido por Encke. Hay que recordar que existen varias maneras de determinar la distancia del Sol.

Y será nuestro deber aludir más adelante a algunos otros métodos. Se ha determinado que el resultado obtenido por Encke a partir de las observaciones realizadas en 1761 y 1769, con instrumentos inferiores a los nuestros modernos, fue demasiado alto, y que la distancia del sol puede probablemente estimarse ahora en 92,000,000 millas.

Me atrevo a registrar nuestra experiencia personal del último tránsito de Venus, que tuvimos la suerte de observar desde el Observatorio de Dunsink la tarde del 6 de diciembre de 1882.

La mañana de ese día tan importante parecía ser tan desfavorable para un gran espectáculo astronómico como se podría imaginar. La nieve, de unos cuantos centímetros de espesor, cubría el suelo, y seguía cayendo sin cesar durante toda la mañana. Parecía casi imposible poder observar el fenómeno desde ese observatorio; pero en tales casos es conveniente tener presente la instrucción dada a los observadores durante una famosa expedición de eclipses. Se les indicó que, independientemente de las condiciones climáticas, debían realizar todos sus preparativos tal como lo harían si el sol brillara con todo su esplendor. Sin duda, muchos observadores han beneficiado de este consejo; y nosotros lo aplicamos con mucho éxito.

En aquel momento había en el observatorio dos telescopios ecuatoriales: uno era un instrumento antiguo, pero bastante bueno, con un diámetro de unos seis pulgadas; el otro era el gran telescopio ecuatorial del sur, de doce pulgadas de diámetro, ya mencionado anteriormente. A las once de la mañana la situación parecía peor que nunca; pero de inmediato procedimos a hacer todos los preparativos. Coloqué al señor Rambaut frente al pequeño telescopio ecuatorial, mientras yo me encargaba del telescopio del sur. La nieve seguía cayendo cuando se abrieron las cúpulas; pero, según nuestro plan previamente acordado, los telescopios no estaban dirigidos hacia el sol, sino hacia el lugar donde sabíamos que se encontraba el sol, y se puso en marcha el mecanismo que hacía girar los telescopios, manteniéndolos siempre apuntando hacia el sol invisible. El tiempo previsto para el tránsito aún no había llegado.

El ocular utilizado en el equipo ecuatorial del sur también necesita una breve explicación. Por supuesto, es evidente que el brillo intenso del sol debe reducirse considerablemente antes de que el ojo pueda observarlo sin daño. La luz del sol incide sobre un trozo de vidrio transparente inclinado en un ángulo determinado; la mayor parte del calor del sol, así como una cierta cantidad de su luz, pasa a través del vidrio y se pierde. Sin embargo, una fracción de la luz se refleja en el vidrio e ingresa al ocular. Esta luz ya está muy reducida en intensidad, pero puede ser aún más reducida mediante un mecanismo ingenioso. El vidrio que refleja la luz lo hace en lo que se denomina ángulo de polarización; entre el ocular y el ojo hay una placa de turmalina. El observador puede girar esta placa de turmalina. En una posición, apenas interfiere con la luz polarizada, mientras que en la posición perpendicular a ella, bloquea casi toda ella. Al ajustar simplemente la posición de la turmalina, el observador puede hacer que la imagen tenga el nivel de brillo que sea conveniente, permitiendo así realizar observaciones del sol con el grado adecuado de iluminación.

Pero en esta ocasión, tales dispositivos parecían ser una mera broma. La turmalina estaba lista, pero hasta la una de la tarde no se podía ver rastro alguno del sol. Poco después de la una, sin embargo, notamos que el día se iba iluminando; y, al mirar hacia el norte, de donde venían el viento y la nieve, vimos, para nuestra inmensa alegría, que las nubes se disipaban. Finalmente, el cielo hacia el sur comenzó a mejorar, y, cuando llegó el momento crítico, pudimos detectar el lugar donde el sol empezaba a hacerse visible. Pero el momento previsto llegó y pasó, y aún así el sol no había logrado salir de entre las nubes, aunque cada vez era más evidente que lo haría. Por lo tanto, se perdió el contacto externo. Intentamos consolarnos pensando que, después de todo, esa no era una fase muy importante, y esperábamos que el contacto interno tuviera más éxito.

Finalmente, los haces de luz lograron penetrar la obstrucción, y vi en el visor el disco redondo y nítido del sol; miré ansiosamente en esa dirección.

en lo cual se concentró la atención. Habían transcurrido ya algunos minutos desde el momento previsto para el primer contacto, y, para mi alegría, vi la pequeña muesca en el borde del sol que indicaba que el tránsito había comenzado y que el planeta se encontraba entonces en un tercio de su recorrido sobre el sol. Pero el momento crítico aún no había llegado. Con la expresión “primer contacto interno” nos referimos al instante en que el planeta entra por completo en el sol. Este primer contacto estaba programado para ocurrir veintiún minutos después que el contacto externo ya mencionado. Pero las nubes volvieron a frustrar nuestras esperanzas de ver ese contacto interno. Mientras observaba atentamente esa escena exquisitamente hermosa del avance gradual del planeta, me di cuenta de que había otros objetos además de Venus entre yo y el sol. Eran los copos de nieve, que nuevamente comenzaron a caer rápidamente. Debo admitir que el fenómeno era singularmente hermoso. El efecto telescópico de una tormenta de nieve con el sol como fondo era algo que nunca había visto antes. Me recordó a la “lluvia dorada” que a veces se ve caer desde cohetes durante espectáculos pirotécnicos; hubiera preferido prescindir de ese espectáculo, ya que inevitablemente el sol y Venus desaparecían de nuevo de la vista. Las nubes se acumularon, la tormenta de nieve cayó con la misma intensidad de siempre, y apenas nos atrevíamos a esperar poder ver algo más; pasaron 1 hora y 57 minutos, el primer contacto interno había terminado y Venus había entrado por completo en el sol. Solo habíamos tenido una visión breve, y aún no habíamos podido realizar ninguna medición u otra observación que pudiera ser útil. Aun así, haber visto aunque fuera parte del tránsito de Venus es un evento digno de recordarse de por vida, y sentimos una alegría difícil de expresar incluso ante este ligero destello de éxito.

Pero había cosas mejores por venir. Mi asistente vino a informarme de que él también había logrado ver a Venus en la misma fase que yo. Ambos regresamos a nuestros puestos, y a las dos y media las nubes comenzaron a disiparse, y las posibilidades de ver el sol mejoraron. Ya no se trataba de observar el momento del contacto. Para entonces, Venus ya estaba bastante adentro del sol, por lo que nos preparamos para realizar observaciones con el micrómetro conectado al ocular. Finalmente, las nubes se disiparon, y a…

Esta vez Venus había entrado tan completamente en el Sol que la distancia desde el borde del planeta hasta el borde del Sol era aproximadamente el doble del diámetro del planeta. Medimos la distancia del borde interno de Venus desde el extremo más cercano del Sol. Estas observaciones se repitieron con la mayor frecuencia posible, pero cabe añadir que solo se pudieron realizar con mucha dificultad. El Sol estaba ahora muy bajo, y los bordes del Sol y de Venus no tenían en absoluto esa estabilidad necesaria para mediciones micrométricas. El borde del Sol temblaba, y Venus, aunque sin duda a veces tenía forma circular, con frecuencia se distorsionaba tanto que las mediciones resultaban muy inciertas.

Logramos obtener dieciséis mediciones en total; pero el Sol seguía bajando, las nubes volvían a interferir, y comprendimos que la observación del tránsito debía dejarse en manos de los miles de astrónomos que se encontraban en climas más favorables y que lo esperaban con ansias. Pero antes de que el fenómeno terminara, dediqué unos minutos al trabajo algo mecánico del micrómetro para contemplar el tránsito en su forma más pintoresca, tal como se mostraba en el amplio campo del visor. El Sol ya comenzaba a adquirir los tonos rojizos del atardecer, y allí, en lo profundo de su superficie, se veía el disco negro, redondo y nítido de Venus. Era fácil entonces comprender la inmensa alegría de Horrocks cuando, en 1639, fue testigo por primera vez de este espectáculo. El interés intrínseco del fenómeno, su rareza, el cumplimiento de la predicción y el noble problema que el tránsito de Venus nos ayuda a resolver son todos elementos que vienen a nuestra mente al contemplar esta imagen tan agradable; una repetición de este fenómeno no ocurrirá hasta que florezcan las plantas en junio del año 2004 d.C.

La ocurrencia de un tránsito de Venus también brinda la oportunidad de estudiar la naturaleza física del planeta, y aquí podemos indicar brevemente los resultados obtenidos. En primer lugar, un tránsito arroja algo de luz sobre la cuestión de si Venus está acompañado por un satélite. Si Venus estuviera acompañado por un cuerpo pequeño en proximidad, sería concebible que, en circunstancias normales, el brillo del planeta opacaría el débil haz de rayos proveniente de ese compañero diminuto.

Y así, el satélite permanecería sin ser descubierto. Por lo tanto, era de gran interés examinar las inmediaciones del planeta mientras este estaba en proceso de tránsito. Si existiera un satélite —y se ha sospechado con frecuencia la existencia de uno o más cuerpos de este tipo—, entonces sería posible detectarlo contra el brillante fondo del sol. Se prestó especial atención a este punto durante los tránsitos recientes, pero no se encontró ningún satélite de Venus. Parece, por lo tanto, muy poco probable que Venus tenga algún compañero celeste de dimensiones apreciables.

Las observaciones dirigidas a investigar la atmósfera que rodea a Venus han tenido más éxito. Si el planeta estuviera desprovisto de atmósfera, entonces sería completamente invisible justo antes de comenzar a entrar en el sol, y volvería a quedar totalmente invisible tan pronto como saliera del sol. Las observaciones realizadas durante los tránsitos no concuerdan con tales suposiciones. Se prestó especial atención a este punto durante los tránsitos recientes. El resultado fue muy notable y demostró de la manera más concluyente la existencia de una atmósfera alrededor de Venus. A medida que el planeta se alejaba gradualmente del sol, se podía ver que el borde circular del planeta que se extendía hacia la oscuridad estaba delimitado por un arco circular de luz. El Dr. Copeland, quien observó este tránsito en circunstancias muy favorables, pudo seguir al planeta hasta que este pasó completamente fuera del sol; en ese momento, aunque el planeta en sí era invisible, quedaba claramente marcado por el cinturón de luz que lo rodeaba. Este círculo luminoso solo se puede explicar suponiendo que el globo de Venus está rodeado por una capa atmosférica, de la misma manera que la Tierra.

Se podría preguntar: ¿cuál es la ventaja de dedicar tanto tiempo y esfuerzo a un fenómeno celestial como el tránsito de Venus, que tiene tan poca relación con los asuntos prácticos? ¿Qué importancia tiene si el sol está a 95.000.000 de millas de distancia, o solo a 93.000.000, o cualquier otra distancia? Debemos admitir de inmediato que esta investigación tiene muy poca relación con cuestiones de utilidad práctica. Sin duda, alguien imaginativo podría argumentar que para calcular nuestros almanaques náuticos con perfecta precisión necesitamos…

un conocimiento preciso de la distancia del sol. Nuestro vasto comercio depende de una navegación hábil, y un factor necesario para el éxito es la fiabilidad del “Almanaque Náutico”. Por lo tanto, la mayor perfección del almanaque debe guardar alguna relación con la mayor perfección en la navegación. Ahora bien, como nos dicen buenas fuentes, al dirigirse a un puerto en una noche tormentosa o en otras emergencias críticas, incluso un metro de espacio en el mar suele ser de gran importancia; así que es posible que la seguridad de una nave valiente se deba a la influencia ínfima del tránsito de Venus en el “Almanaque Náutico”.

Pero el tiempo, el trabajo y el dinero invertidos en observar el tránsito de Venus deben justificarse por motivos completamente diferentes. Lo consideramos una fuente fructífera de información. Nos indica la distancia del sol, que es la base de todas las grandes mediciones del universo. Satisface la curiosidad intelectual del hombre al mostrar las verdaderas dimensiones del majestuoso sistema solar, en el cual la Tierra desempeña un papel digno, aunque aún subordinado; además, nos lleva a comprender la escala asombrosa en la que está construido el universo.

No es posible, teniendo en cuenta los límites de este volumen, prolongar más nuestra discusión sobre el tránsito de Venus. Cuando comenzamos a estudiar los detalles de las observaciones, nos encontramos de inmediato con una multitud de cuestiones técnicas e intrincadas. Desafortunadamente, existen grandes dificultades para realizar las observaciones con la precisión necesaria. Los momentos en que Venus entra y sale del disco solar no pueden observarse con mucha exactitud, en parte debido a una ilusión óptica peculiar conocida como “la gota negra”, por la cual Venus parece adherirse al borde del sol durante muchos segundos, y en parte debido a la influencia de la atmósfera del planeta, lo que contribuye a hacer incierta la hora de contacto observada. Estas circunstancias dificultan determinar la distancia del sol a partir de las observaciones de los tránsitos de Venus con la precisión que exige la ciencia moderna. Por lo tanto, parece probable que la determinación final de la distancia del sol se obtenga de una manera completamente diferente. Esto será explicado

En el Capítulo XI, y por lo tanto sentimos menos reticencia a pasar por alto cualquier aspecto relacionado con el tránsito de Venus como método de levantamiento celeste.

Ahora debemos concluir nuestra descripción de este hermoso planeta; pero antes de hacerlo, añadamos —o en algunos casos repitamos— algunos datos estadísticos sobre el tamaño y las dimensiones del planeta y su órbita.

El diámetro de Venus es de unos 7,660 millas, y el planeta no muestra ninguna desviación apreciable de la forma esférica, aunque difícilmente podemos dudar de que su diámetro polar sea realmente algo más corto que el diámetro ecuatorial. Este diámetro es solo unos 258 millas menor que el de la Tierra. La masa de Venus es de aproximadamente tres cuartas partes de la masa de la Tierra; o, si, como es más habitual, comparamos la masa de Venus con la del Sol, se puede expresar mediante la fracción 1 dividida entre 425,000. Cabe señalar que la masa de Venus no es tan grande en comparación con su volumen como podría esperarse. La densidad de este planeta es de aproximadamente 0,850 de la densidad de la Tierra. Venus tendría un peso 4,81 veces mayor que el de una esfera de agua del mismo tamaño. La gravedad en su superficie será, en cierta medida, menor que la gravedad en la superficie de la Tierra. Un cuerpo aquí caería 16 pies por segundo; un cuerpo dejado caer en la superficie de Venus caería unos 3 pies menos. No parece improbable que el tiempo de rotación de Venus sea igual al período de su revolución alrededor del Sol.

La órbita de Venus destaca por acercarse mucho a la forma circular. La distancia máxima de este planeta del Sol no supera en un 1% la distancia mínima. Su distancia media del Sol es de unos 67,000,000 de millas, y el movimiento en la órbita tiene una velocidad media de casi 22 millas por segundo; todo el recorrido se completa en 224,70 días.

CAPÍTULO IX.
LA TIERRA.

La Tierra es un gran globo: cómo se mide el tamaño de la Tierra; la línea de base; la latitud que se obtiene a partir de la elevación del polo; un grado del meridiano; la Tierra no es una esfera; el experimento con el péndulo; ¿el movimiento de la Tierra es lento o rápido?; la coincidencia del eje de rotación y el eje de simetría; la existencia de calor en la Tierra; la Tierra en algún momento en estado blando; los efectos de la fuerza centrífuga; comparación con el Sol y Júpiter; la protuberancia del ecuador; el peso de la Tierra; comparación entre el peso de la Tierra y un globo de agua del mismo tamaño; comparación de la Tierra con un globo de plomo; el péndulo; uso del péndulo para medir la intensidad de la gravedad; el principio del isocronismo; forma de la Tierra medida mediante el péndulo.

Que la Tierra debe ser un cuerpo redondo es una verdad que se deduce de manera inmediata de simples consideraciones astronómicas. El Sol es redondo, la Luna es redonda, y los telescopios demuestran que los planetas también son redondos. Sin duda, los cometas no son redondos, pero tampoco parecen ser cuerpos sólidos. Podemos ver a través de estos objetos frágiles, y su peso es demasiado pequeño como para que nuestros métodos de medición puedan detectarlo. Si, entonces, todos los cuerpos sólidos que podemos ver son globos redondos, ¿no es probable que la Tierra también sea un globo? Pero contamos con información mucho más directa que meras conjeturas.

No hay mejor manera de comprobar realmente que la superficie del océano está curvada que observando un barco lejano en alta mar. Cuando el barco está muy lejos y sigue alejándose, su casco desaparecerá gradualmente, mientras que los mástiles seguirán siendo visibles. En un día soleado de verano, a menudo podemos ver la parte superior del chimenea de un barco apareciendo por encima del mar, mientras que el cuerpo del barco queda debajo. Para ver esto mejor, el ojo debe acercarse lo máximo posible a la superficie del mar. Si el mar fuera perfectamente plano, no habría nada que obstaculizara la visión del cuerpo del barco, y por lo tanto estaría visible mientras el chimenea siguiera siendo visible. Si el mar está realmente curvado, la parte protuberante interfiere con la visión del casco, mientras que el chimenea sigue estando visible.

Así, aprendemos cómo está curvado el mar en todas partes, y por lo tanto es natural suponer que la Tierra es una esfera. Cuando realizamos mediciones más precisas, descubrimos que el globo terrestre no es perfectamente redondo. Está aplanado hasta cierto punto en cada uno de los polos. Esto puede ilustrarse fácilmente con…

Una esfera de goma india, que puede ser comprimida en dos lados opuestos de modo que se abulte en el centro. La Tierra está similarmente aplanada en los polos y abultada en el ecuador. Sin embargo, la desviación de la Tierra de su forma verdaderamente esférica no es muy grande, y no se notaría sin mediciones muy precisas.

La determinación del tamaño de la Tierra implica operaciones de no poca delicadeza. Se ha dedicado mucha habilidad y mucho trabajo a esta tarea, y las dimensiones de la Tierra se conocen con un alto grado de precisión, aunque quizás no con toda la exactitud que podríamos esperar alcanzar en última instancia. La importancia científica de una medición precisa de la Tierra difícilmente puede sobreestimarse. El radio de la Tierra es, por sí mismo, la unidad en la que se expresan muchas otras magnitudes astronómicas. Por ejemplo, cuando se realizan observaciones con el fin de determinar la distancia de la Luna, dichas observaciones, una vez analizadas y procesadas, nos indican que la distancia de la Luna equivale a cincuenta y nueve veces el radio ecuatorial de la Tierra. Si queremos conocer la distancia de la Luna en millas, necesitamos saber cuántas millas hay en el radio terrestre.

Una vez elegida una zona plana de la superficie terrestre, se mide una línea de unos pocos kilómetros de longitud. Esto se denomina base, y como todas las mediciones posteriores dependen en última instancia de esta base, es necesario que dicha medición se realice con una precisión escrupulosa. Medir una línea de cuatro o cinco kilómetros de longitud con tal precisión que se excluyan errores mayores a unos pocos centímetros exige las precauciones más minuciosas. No entraremos ahora en una descripción de las operaciones necesarias. Se trata de un trabajo sumamente laborioso, y muchos volúmenes extensos se han dedicado al análisis de los resultados. Pero una vez obtenidas unas pocas líneas base en diferentes lugares de la superficie terrestre, las reglas de medición deben dejarse de lado, y la tarea posterior de levantamiento topográfico de la Tierra se lleva a cabo mediante la medición de ángulos entre una estación y otra y cálculos trigonométricos basados en ellos. Partiendo de una línea base de unos pocos kilómetros de longitud, se calculan distancias de mayor longitud, hasta que finalmente se llega a distancias de 100 millas.

se puede lograr una longitud mayor, o incluso aún mayor. Por lo tanto, es posible determinar la longitud de una línea larga que se extiende de norte a sur.

Hasta ahora, el trabajo ha sido meramente el del topógrafo terrestre. La distancia así determinada se transmite al astrónomo para que de ella deduzca las dimensiones de la Tierra. El astrónomo instala su observatorio en el extremo norte de esa línea larga y procede a determinar su latitud mediante observaciones. Existen varios métodos para lograrlo; se describen en detalle en obras de astronomía práctica. Aquí solo indicaremos de manera muy breve el principio según el cual deben realizarse tales observaciones.

Todos deberían conocer la Estrella Polar, que, aunque no es por ningún concepto la más brillante, probablemente sea la estrella más importante de todo el cielo. En estas latitudes estamos acostumbrados a encontrarla a una elevación considerable, y allí siempre podemos localizarla, siempre en el mismo lugar del cielo septentrional. Pero supongamos que emprendemos un viaje hacia el hemisferio sur: a medida que nos acercamos al ecuador, noche tras noche, vemos cómo la Estrella Polar se acerca cada vez más al horizonte. En el ecuador está sobre el horizonte; mientras que, si cruzamos esa línea, al entrar en el hemisferio sur descubrimos que este útil cuerpo celeste se ha vuelto invisible. Esto, por sí solo, es suficiente para demostrarnos que la Tierra no puede ser una superficie plana, como parece indicar la experiencia sin conocimientos.

Por otro lado, un viajero que sale de Inglaterra rumbo a Noruega observa que la Estrella Polar está cada noche más alta en el cielo de lo que está acostumbrado a verla. Si continúa su viaje más hacia el norte, ese mismo objeto seguirá elevándose cada vez más, hasta que, finalmente, al acercarse al polo de la Tierra, la Estrella Polar estará muy alta sobre su cabeza. Esto nos lleva a comprender que, cuanto mayor es nuestra latitud, generalmente mayor es la elevación de la Estrella Polar. Pero no podemos utilizar un lenguaje preciso hasta que reemplacemos ese punto parpadeante por el propio polo del cielo. El polo del cielo se encuentra cerca de la Estrella Polar, la cual, al igual que todas las demás estrellas, gira alrededor del polo del cielo una vez al día. El círculo descrito por la Estrella Polar

Sin embargo, es tan pequeño que, a menos que le prestemos especial atención, el movimiento no será percibido. El verdadero polo no es un punto visible, pero sí puede ser definido con precisión, y nos permite establecer con la mayor exactitud la relación entre el polo y la latitud. La afirmación es que la elevación del polo sobre el horizonte es igual a la latitud del lugar.

El astrónomo situado en un extremo de la larga línea mide la elevación del polo sobre el horizonte. Se trata de una operación algo delicada. En primer lugar, como el polo es invisible, debe obtener su posición de forma indirecta. Mide la altitud de la Estrella Polar cuando esta es máxima, y repite la operación doce horas después, cuando su altitud es mínima; la media entre las dos, una vez corregida de diversas maneras que ahora no es necesario discutir, da la verdadera altitud del polo. Basta decir que, mediante tales operaciones, se determina la latitud de un extremo de la línea. El astrónomo, entonces, con todo su equipo de instrumentos, se dirige al otro extremo de la línea. Allí repite el proceso y descubre que el polo tiene ahora una elevación diferente, correspondiente a una latitud distinta. La diferencia entre las dos elevaciones le proporciona, así, una medida precisa del número de grados y fracciones de grado entre las latitudes de las dos estaciones. Esto puede compararse con la distancia real en millas entre las dos estaciones, que ha sido determinada mediante mediciones trigonométricas. Un cálculo sencillo mostrará entonces el número de millas y fracciones de milla correspondientes a un grado de latitud; o, como se expresa más habitualmente, la longitud de un grado del meridiano.

Esta operación debe repetirse en diferentes partes del mundo: en el hemisferio norte y en el sur, en altas latitudes y en bajas. Si el nivel del mar en todo el planeta fuera una esfera perfecta, se derivaría una consecuencia importante: la longitud de un grado del meridiano sería la misma en todas partes. Sería la misma en Perú que en Suecia, la misma en la India que en Inglaterra. Pero las longitudes de los grados no son todas iguales, y de ahí deducimos que nuestro planeta no es realmente una esfera. Las longitudes medidas de los grados nos permiten saber hasta qué punto es ovalada la forma de la Tierra.

Se aleja de una esfera perfecta. Cerca del polo, la longitud de un grado es mayor que cerca del ecuador. Esto demuestra que la Tierra está aplanada en los polos y abultada en el ecuador, y proporciona el medio mediante el cual podemos calcular las longitudes reales de los ejes polar y ecuatorial. De esta manera, se ha determinado que el diámetro ecuatorial es de 7,927 millas, mientras que el diámetro polar es 27 millas más corto.

El eje polar de la Tierra puede definirse como el diámetro alrededor del cual gira la Tierra. Este eje interseca la superficie en los polos norte y sur. El tiempo que tarda la Tierra en realizar una rotación completa alrededor de este eje se denomina día estelar. El día estelar es ligeramente más corto que el día ordinario, siendo de solo 23 horas, 56 minutos y 4 segundos. La rotación se produce como si un eje rígido pasara por el centro de la Tierra; o, para usar una ilustración antigua y sencilla, la Tierra gira tal como una bola de lana puede hacerlo alrededor de una aguja de tejer clavada en su centro.

Es una circunstancia digna de mención que el eje alrededor del cual gira la Tierra ocupe una posición idéntica a la del diámetro más corto de la Tierra, según lo determinado por mediciones reales. Esta es una coincidencia que sería completamente inconcebible si la forma de la Tierra no estuviera de alguna manera físicamente relacionada con el hecho de que la Tierra gire. ¿Qué conexión se puede entonces establecer? Si examinamos el tema, descubriremos que la forma de la Tierra es una consecuencia de su rotación.

En la actualidad, la Tierra sufre, en diversas localidades, erupciones volcánicas ocasionales. Los fenómenos de tales erupciones, la ocurrencia asociada de terremotos, el hecho bien conocido de que el calor aumenta a medida que nos adentramos en la Tierra, la existencia de manantiales termales y los géiseres que se encuentran en Islandia y en otros lugares, todo ello atestigua el hecho de que existe calor en el interior de la Tierra. Si ese calor es, como algunos suponen, universal en el interior de la Tierra, o si es meramente local en los diferentes lugares donde se perciben sus manifestaciones, es algo que por ahora no es necesario considerar.

Todo lo que es necesario para nuestro propósito actual es admitir que existe calor en cierta medida. Este calor interno, ya sea mucho o poco, obviamente tiene un origen diferente al calor que conocemos en la superficie. El calor del cual disponemos proviene del sol. El calor interno no puede provenir del sol; su intensidad es demasiado grande, y existen otras dificultades insuperables relacionadas con la suposición de que provenga del sol. Entonces, ¿de dónde proviene este calor? Esta es una pregunta a la que por el momento apenas podemos responder; de hecho, tampoco es algo que afecte directamente a nuestro razonamiento. Dado que se admite que existe calor, todo lo que necesitamos es aplicar una o dos de las leyes térmicas bien conocidas para interpretar los hechos. Primero debemos considerar el principio general según el cual el calor tiende a difundirse y alejarse de su fuente original. El calor, ubicado en las profundidades de la Tierra, se transmite a través de las rocas superpuestas y llega lentamente a la superficie. Es cierto que las rocas y materiales que cubren nuestra Tierra no son buenos conductores de calor; de hecho, la mayoría de ellos son extremadamente ineficaces en este sentido; pero, sean buenos o malos, de alguna manera sirven como conductores, y a través de ellos el calor debe llegar a la superficie.

No se puede argumentar en contra de esta conclusión diciendo que no sentimos este calor. Unos pocos pies de muros de ladrillo pueden restringir tanto el calor de un horno poderoso que apenas algo escapa a través de ellos; pero algo de calor sí escapa, y nunca se han creado, ni podrían crearse, muros capaces de bloquear completamente todo el calor. Si unos pocos pies de muros de ladrillo pueden ocultar casi por completo el calor de un horno, ¿no podrían entonces decenas de millas de roca ocultar casi por completo el calor en las profundidades de la Tierra, incluso si ese calor fuera siete veces más caliente que el horno más potente que haya existido jamás? El calor escaparía lentamente, quizás de forma imperceptible, pero, a menos que todo nuestro conocimiento de la naturaleza sea una ilusión, ninguna roca, por más gruesa que sea, puede impedir, con el paso del tiempo, que el calor llegue a la superficie. Cuando este calor llega a la superficie de la Tierra, debe, según otra ley térmica, irradiarse gradualmente y perderse en la Tierra.

Sería llevarnos demasiado lejos analizar en detalle las objeciones que quizás se puedan plantear contra lo que aquí hemos expuesto. A menudo se dice que el calor en el interior de la Tierra es producido por combinaciones químicas o por procesos mecánicos, y que por lo tanto ese calor puede renovarse constantemente, tan rápido o incluso más rápido de lo que se escapa. Sin embargo, esto es más bien una diferencia de forma que de sustancia. Si el calor se produce de la manera supuesta (y no cabe duda de que puede haber tal origen para parte del calor en el interior del globo), debe haber un cierto gasto de energías químicas o mecánicas que provoca una cierta agotación. Por cada unidad de calor que se escapa, habrá o bien una pérdida de una unidad de calor del globo, o, lo cual es casi lo mismo, una pérdida de una unidad de capacidad generadora de calor proveniente de las energías químicas o mecánicas. El resultado sustancial es el mismo: el calor, ya sea real o potencial, de la Tierra debe estar disminuyendo. Cabe señalar, por supuesto, que una gran parte de las pérdidas térmicas que experimenta la Tierra son de carácter evidente y no dependen de los lentos procesos de conducción. Cada erupción volcánica libera una cantidad enorme de calor, que desaparece muy rápidamente de la Tierra; mientras que en las fuentes termales que se encuentran en muchos lugares hay una emisión permanente del mismo tipo, la cual, con el paso de los años, alcanza proporciones enormes.

Así, la Tierra está perdiendo calor, sin que nunca reciba suministros nuevos del mismo tipo para reemplazar las pérdidas. La consecuencia es obvia: el interior de la Tierra debe estar enfriándose. Sin duda, este es un proceso extremadamente lento; la vida de un individuo, la vida de una nación, quizás incluso la vida de la raza humana en sí, no ha sido lo suficientemente larga como para presenciar algún cambio notable en las reservas de calor terrestre. Pero la ley es inevitable, y aunque la disminución del calor pueda ser lenta, es continua, y con el paso de los siglos necesariamente producirá resultados grandes e importantes.

No es nuestro objetivo actual ofrecer ninguna predicción sobre los cambios que necesariamente surgirán de este proceso. En este momento preferimos mirar hacia atrás, al pasado, para ver qué conclusiones podemos extraer legítimamente. Los intervalos de tiempo con los que estamos familiarizados en la vida cotidiana, o incluso en

La historia ordinaria es, para nuestros propósitos actuales, completamente irrelevante. Dado que nuestra Tierra pierde diariamente calor interno, o lo equivalente a calor, debe haber contenido más calor ayer que hoy, más el año pasado que este año, y más hace veinte años que hace diez años. Este efecto no ha sido apreciable en el tiempo histórico; pero cuando pasamos de cientos de años a miles de años, de miles de años a cientos de miles de años, y de cientos de miles de años a millones de años, el efecto no solo es apreciable, sino incluso de una magnitud sorprendente.

Debe haber habido un momento en el que la Tierra contenía mucho más calor que en la actualidad. Debe haber habido un momento en el que la superficie de la Tierra estaba notablemente caliente debido a esta fuente de calor. No podemos pretender saber cuántos miles o millones de años atrás debió ser esa época; pero podemos estar seguros de que aún antes la Tierra estaba aún más caliente, hasta que finalmente parece que vemos cómo la temperatura aumenta hasta alcanzar un calor rojizo; desde ese calor rojizo, retrocedemos a una época aún más antigua en la que la Tierra estaba al rojo blanco, y aún más atrás, hasta descubrir que la superficie de nuestro planeta, ahora sólido, estaba en realidad fundida. Por el momento no necesitamos remontarnos más en el pasado, y menos aún intentar determinar el origen probable de ese calor. Cabe señalar que esto no es necesario para nuestro razonamiento. Ahora encontramos calor, y sabemos que el calor se está perdiendo cada día. De esto, la conclusión a la que ya hemos llegado parece inevitable, y así somos llevados de vuelta a alguna época remota en el abismo del tiempo pasado, cuando nuestra Tierra sólida era un globo completamente fundido y blando.

Una gota de rocío en el pétalo de una flor es casi esférica; pero no es exactamente un globo, porque la gravedad la presiona contra la flor y distorsiona ligeramente su forma. Una gota de lluvia que cae es un globo; una gota de aceite suspendida en un líquido con el que no se mezcla también forma un globo. Pasando de cosas pequeñas a cosas grandes, intentemos concebir un enorme globo de materia fundida. Que ese globo sea tan grande como la Tierra, y que sus materiales sean lo suficientemente blandos como para obedecer las fuerzas de atracción ejercidas por cada parte del globo sobre todas las demás partes. No puede haber duda sobre el efecto de estas atracciones; tenderían a suavizar cualquier irregularidad en la

la superficie, de la misma manera que la superficie del océano es lisa cuando está libre de las influencias perturbadoras del viento. Por lo tanto, podríamos esperar que nuestro globo fundido, aislado de toda interferencia externa, adoptara la forma de una esfera.

Pero ahora supongamos que esta gran esfera, que hasta ahora hemos supuesto en reposo, se hace girar alrededor de un eje que pasa por su centro. No necesitamos suponer que este eje sea un objeto material, ni nos ocupamos de ninguna suposición sobre cómo se originó la velocidad de rotación. Sin embargo, podemos ver fácilmente cuál sería la consecuencia de la rotación. La esfera se deformaría: la fuerza centrífuga haría que el cuerpo fundido se abultara en el ecuador y se aplanara en los polos. Cuanto mayor fuera la velocidad de rotación, mayor sería el abultamiento. A cada velocidad de rotación le correspondería un cierto grado de abultamiento. Así, la Tierra fundida se abultaba en una medida que dependía del hecho de que giraba una vez al día. Ahora supongamos que la Tierra, mientras sigue girando, comienza a pasar del estado líquido al sólido. La forma que adoptaría la Tierra al solidificarse sería, sin duda, muy irregular en su superficie; sería irregular debido a los trastornos y explosiones que ocurren durante la transformación de una masa tan enorme de materia; pero, por irregular que sea, podemos estar seguros de que, en general, la forma de la superficie terrestre coincidiría con la forma que había adoptado debido al movimiento de rotación. De este modo podemos explicar la forma protuberante del ecuador terrestre, y podemos recurrir a esa forma como corroboración de la idea de que este globo estuvo alguna vez en estado blando o fundido.

Este argumento puede ser respaldado e ilustrado comparando la forma de nuestra Tierra con las formas de algunos otros cuerpos celestes. El Sol, por ejemplo, parece ser casi una esfera perfecta. Ninguna medición que podamos realizar muestra que el diámetro polar del Sol sea más corto que el diámetro ecuatorial. Pero eso es precisamente lo que podríamos haber esperado. Sin duda, el Sol gira sobre su eje, y, como es la rotación la que causa el abultamiento, ¿por qué la rotación no habría deformado al Sol igual que a la Tierra?

Es probable que realmente exista una diferencia entre los dos diámetros del sol, pero esa diferencia es demasiado pequeña como para que podamos medirla. Es imposible no relacionar esto con la lentitud de rotación del sol. El sol tarda veinticinco días en completar una rotación, y la protuberancia correspondiente a una velocidad tan baja no es apreciable.

Por otro lado, cuando observamos uno de los planetas que rotan rápidamente, obtenemos un resultado muy diferente. Tomemos el ejemplo muy llamativo que se presenta en el gran planeta Júpiter. Al observarlo con el telescopio, se puede ver de inmediato que Júpiter no tiene forma esférica. La diferencia es tan evidente que no son necesarias mediciones precisas para demostrar que el diámetro polar de Júpiter es más corto que su diámetro ecuatorial. La desviación de Júpiter de la forma verdaderamente esférica es, de hecho, mucho mayor que la de la Tierra. Es imposible no relacionar esto con la rotación mucho más rápida de Júpiter. Próximamente tendremos que dedicar un capítulo al estudio de este espléndido cuerpo celeste. Sin embargo, podemos anticipar lo que diremos entonces al afirmar que el tiempo de rotación de Júpiter es inferior a diez horas, y esto a pesar de que Júpiter es más de mil veces más grande que la Tierra. Su rotación extremadamente rápida ha causado que se abulte en el ecuador hasta un grado notable.

Una vez realizada la exploración de nuestra Tierra y la medición de sus dimensiones, la siguiente tarea del astrónomo es determinar su peso. Aquí, de hecho, está un problema que pone a prueba al máximo los recursos de la ciencia. Del interior de la Tierra sabemos muy poco; casi podría decirse que no sabemos nada. Sin duda, excavamos minas profundas en la Tierra. Estas minas nos permiten penetrar media milla, o incluso una milla entera, en las profundidades del interior. Pero esto no es, después de todo, más que un intento sumamente insignificante de explorar el interior de la Tierra. ¿Qué representa un avance de una milla en comparación con la distancia hasta el centro de la Tierra? Es solo aproximadamente una cuarta parte de todo. Nuestro conocimiento de la Tierra llega únicamente a una profundidad completamente insignificante bajo la superficie, y no tenemos ni idea de cuál puede ser la naturaleza de nuestro planeta a solo unas pocas millas por debajo del lugar donde estamos. Viendo, entonces,

Nuestra casi total ignorancia sobre los contenidos sólidos de la Tierra, ¿no hace que parezca una tarea imposible intentar pesar todo el planeta? Sin embargo, ese problema ya ha sido resuelto, y el resultado es conocido; no, ciertamente, con la precisión lograda en otras investigaciones astronómicas, pero aún así con una aproximación tolerable.

Es innecesario expresar el peso de la Tierra en nuestras unidades habituales. La mención de miles de millones de toneladas no transmite ninguna impresión clara. Es mucho más natural comparar la masa de la Tierra con la de una esfera de agua del mismo volumen. Deberíamos estar preparados para descubrir que nuestra Tierra es más pesada que un volumen similar de agua. Las rocas que forman su superficie son, en términos de volumen, más pesadas que los océanos que se encuentran sobre esas rocas. La abundancia de metales en la Tierra, el aumento gradual de su densidad, que debe deberse a la enorme presión a grandes profundidades: todas estas consideraciones nos preparan para saber que la Tierra es mucho más pesada que una esfera de agua del mismo tamaño.

Newton supuso que la Tierra era entre cinco y seis veces más pesada que un volumen igual de agua. Tampoco es difícil ver que tal suposición es plausible. Las rocas y materiales en la superficie suelen ser unas dos o tres veces más pesados que el agua, pero la densidad del interior debe ser mucho mayor. Hay buenas razones para creer que en las profundidades más remotas de la Tierra existe una proporción muy grande de hierro. Una Tierra compuesta de hierro pesaría aproximadamente siete veces más que una esfera de agua del mismo volumen. Así, llegamos a la conclusión de que el peso de la Tierra debe ser probablemente más de tres, y probablemente menos de siete, veces el de una esfera de agua del mismo tamaño; y por eso, al fijar la densidad entre cinco y seis, Newton adoptó un resultado plausible en ese momento, y que posteriormente se demostró probablemente correcto. Se han propuesto varios métodos mediante los cuales esta importante cuestión puede resolverse con precisión. De todos estos métodos, aquí solo describiremos uno, porque ilustra, de una manera muy notable, la ley de la gravedad universal.

En el capítulo sobre la gravedad se señaló que la intensidad de esta fuerza entre dos masas de dimensiones moderadas era extremadamente pequeña.

Y la dificultad para pesar la Tierra surge por esta causa. La aplicación práctica del proceso se ve obstaculizada por multitud de detalles, que no es necesario que consideremos por el momento. El principio del proceso es lo suficientemente sencillo. Para dar precisión a nuestra descripción, imaginemos un gran globo con un diámetro de unos dos pies; y como es deseable que este globo sea lo más pesado posible, supongamos que está hecho de plomo. Un pequeño globo al acercarse al grande es atraído por la fuerza de la gravedad. La magnitud de esta atracción es extremadamente pequeña, pero, no obstante, puede medirse mediante un proceso refinado que permite detectar fuerzas sumamente pequeñas. La intensidad de la atracción depende tanto de las masas de los globos como de su distancia entre sí, así como de la fuerza de la gravedad. También podemos medir fácilmente la atracción que la Tierra ejerce sobre el pequeño globo. En realidad, esto no es más ni menos que el peso del pequeño globo en el sentido habitual de la palabra. Podemos así comparar la atracción ejercida por el globo de plomo con la atracción ejercida por la Tierra.

Si el centro de la Tierra y el centro del globo de plomo estuvieran a la misma distancia del cuerpo atraído, entonces la intensidad de sus atracciones nos daría de inmediato la relación entre sus masas mediante una simple proporción. Sin embargo, en este caso las cosas no son tan simples: la esfera de plomo está a solo unas pocas pulgadas de la esfera atraída, mientras que el centro de atracción de la Tierra se encuentra a casi 4.000 millas de distancia, en el centro de la Tierra. Hay que tener en cuenta esta diferencia, y la atracción de la esfera de plomo debe reducirse a lo que sería si se la trasladara a una distancia de 4.000 millas. Afortunadamente, esto se puede lograr mediante un cálculo sencillo basado en la ley general según la cual la intensidad de la gravedad varía inversamente con el cuadrado de la distancia. Podemos así, en parte mediante cálculos y en parte mediante experimentos, comparar la intensidad de la atracción de la esfera de plomo con la atracción de la Tierra. Se sabe que las atracciones son proporcionales a las masas, por lo que se han medido las masas comparativas de la Tierra y de la esfera de plomo; y se ha determinado que la Tierra tiene aproximadamente la mitad del peso que tendría un globo de plomo del mismo tamaño. Podemos, pues, afirmar

Finalmente, la masa de la Tierra es aproximadamente cinco veces y media mayor que la masa de una esfera de agua del mismo volumen.

En el capítulo sobre la gravedad hemos mencionado el hecho de que un cuerpo dejado caer cerca de la superficie terrestre recorre dieciséis pies en el primer segundo. Esta distancia varía ligeramente en diferentes partes de la Tierra. Si la Tierra fuera una esfera perfecta, entonces la atracción sería la misma en todas partes, y el cuerpo caería la misma distancia en cualquier lugar. La Tierra no es redonda, por lo que la distancia que recorre el cuerpo en un segundo difiere ligeramente en distintos lugares. En los polos, el radio de la Tierra es más corto que en el ecuador, y en consecuencia la atracción de la Tierra en los polos es mayor que en el ecuador. Si tuviéramos mediciones precisas que indicaran la distancia que recorrería un cuerpo en un segundo tanto en los polos como en el ecuador, tendríamos la forma de determinar la forma de la Tierra.

Sin embargo, es difícil medir con exactitud la distancia que recorrerá un cuerpo en un segundo. Por lo tanto, hemos tenido que recurrir a otros métodos para determinar la fuerza de atracción de la Tierra en el ecuador y en otras partes accesibles de su superficie. Los métodos adoptados se basan en el péndulo, que es quizás el instrumento filosófico más simple y, sin duda, uno de los más útiles. El péndulo ideal es un peso pequeño y pesado suspendido de un punto fijo por un hilo fino y flexible. Si desviamos el péndulo de su posición vertical y luego lo soltamos, el peso oscilará de un lado a otro.

Para realizar este movimiento de ida y vuelta, el péndulo necesita un breve período de tiempo. Es muy notable que este período no dependa apreciablemente de la longitud del arco circular por el cual oscila el péndulo. Para verificar esta ley, suspendemos otro péndulo junto al primero, siendo ambos de la misma longitud. Si desviamos ambos péndulos y luego los soltamos, oscilarán juntos y volverán juntos. Esto era algo esperable. Pero si desviamos uno de los péndulos mucho hacia un lado, y el otro solo un poco, los dos péndulos siguen oscilando de manera sincronizada. Esto, quizás, no era algo esperado. Inténtelo nuevamente, con una diferencia aún mayor en el arco de

vibración, y aun así vemos que las dos masas ocupan el mismo tiempo para el
balanceo.

Podemos variar el experimento de otra manera. Cambiemos las masas de los péndulos, de modo que tengan tamaños diferentes, aunque ambas sean de hierro. ¿Encontraremos alguna diferencia en los períodos de vibración? Lo intentamos de nuevo: el período es el mismo que antes; los hacemos oscilar a través de arcos diferentes, grandes o pequeños, y el período sigue siendo el mismo. Pero se podría decir que esto se debe al hecho de que ambas masas son del mismo material. Inténtelo de nuevo, utilizando una masa de plomo en lugar de una de hierro; el resultado es idéntico. Incluso con una bola de madera, el período de oscilación es el mismo que el de la bola de hierro, y esto es cierto sin importar qué arco recorra la vibración.

Sin embargo, si cambiamos la longitud del hilo por el cual está sostenida la masa, entonces el período no permanecerá igual. Esto se puede ilustrar muy fácilmente. Tome un péndulo corto con un hilo cuya longitud es solo una cuarta parte de la del largo; cuelgue ambos cerca uno del otro y compare los períodos de vibración del péndulo corto con el del largo, y descubriremos que el primero tiene un período solo la mitad del del segundo. Podemos formular el resultado de manera general, diciendo que el tiempo de vibración de un péndulo es proporcional a la raíz cuadrada de su longitud. Si cuadruplicamos la longitud del hilo de sujeción, duplicamos el tiempo de su vibración; si aumentamos la longitud del péndulo nueve veces, aumentamos su período de vibración tres veces.

Es la gravedad de la Tierra la que hace que el péndulo oscile. Cuanto mayor sea la atracción, más rápidamente oscilará el péndulo. Esto se puede explicar fácilmente. Si la Tierra tira de la masa hacia abajo con mucha fuerza, el tiempo será breve; si disminuye la fuerza de atracción de la Tierra, entonces no podrá tirar de la masa con tanta rapidez, y el período se alargará.

El tiempo de vibración del péndulo puede determinarse con gran precisión. Deje que realice 10.000 oscilaciones y mida el tiempo que han consumido estas oscilaciones. El arco recorrido por el péndulo puede no haber permanecido completamente constante, pero esto no afecta apreciablemente el tiempo de sus oscilaciones. Supongamos que se comete un error de un segundo en la determinación del tiempo de 10.000 oscilaciones; esto solo implicará un error de la diezmilésima parte de segundo en el tiempo de una sola oscilación, lo que permitirá una determinación correspondientemente precisa de la fuerza de gravedad en el lugar donde se realizó el experimento.

Lleve un péndulo al ecuador. Deje que realice 10.000 oscilaciones y determine cuidadosamente el tiempo que han requerido estas oscilaciones. Lleve el mismo péndulo a otra parte de la Tierra y repita el experimento. De este modo tenemos un medio para comparar la gravedad en los dos lugares. Sin duda, existen numerosas precauciones que deben observarse, pero que aquí no nos conciernen. No es necesario entrar en detalles sobre cómo se debe mantener el movimiento del péndulo, ni sobre el efecto de los cambios de temperatura en su longitud. Nos basta con ver cómo se puede medir con precisión el tiempo de oscilación del péndulo y cómo, a partir de esa medición, se puede calcular la intensidad de la gravedad.

El péndulo nos permite, así, realizar un estudio gravimétrico de la superficie terrestre con el más alto grado de precisión. No podemos, sin embargo, deducir que solo la gravedad afecta las oscilaciones del péndulo. Hemos visto cómo la Tierra gira sobre su eje y hemos atribuido la protuberancia de la Tierra en el ecuador a esta influencia. Pero la fuerza centrífuga que surge de la rotación tiene como efecto disminuir el peso aparente de los cuerpos, y este cambio es mayor en el ecuador y disminuye gradualmente a medida que nos acercamos a los polos. Solo por esta causa, la atracción del péndulo en el ecuador es menor que en otros lugares, y por lo tanto las oscilaciones del péndulo tardarán más tiempo allí que en otras localidades. Una parte del cambio aparente en la gravedad se debe, por lo tanto, a la fuerza centrífuga; pero además existe un cambio real.

En un trabajo sobre astronomía no está dentro de nuestro alcance entrar en más detalles sobre el tema de nuestro planeta. La superficie de la Tierra, su contorno y sus océanos, sus cadenas montañosas y sus ríos, corresponden al geógrafo físico; mientras que sus rocas y su contenido, sus volcanes y sus terremotos, deben ser estudiados por los geólogos y los físicos.

CAPÍTULO X.
MARTE.
Nuestros vecinos más cercanos en el cielo: la superficie de Marte puede ser examinada con el telescopio; la notable órbita de Marte; la semejanza de Marte con una estrella; el significado de la oposición; la excentricidad de la órbita de Marte; las diferentes oposiciones de Marte; los movimientos aparentes del planeta; el efecto del movimiento de la Tierra; la medición de la distancia a Marte; la investigación teórica de la distancia al Sol; dibujos del planeta; ¿hay nieve en Marte?; la rotación del planeta; la gravedad en Marte; ¿tiene Marte satélites?; el gran descubrimiento del profesor Asaph Hall; las revoluciones de los satélites; Deimos y Fobos; “Los viajes de Gulliver”.

La relación especial que mantenemos con uno de los planetas de nuestro sistema ha hecho necesario tratar ese planeta de manera algo diferente a como se trata a los demás. Hemos hablado de Mercurio y Venus como objetos distantes, conocidos principalmente mediante investigaciones telescópicas y cálculos basados en observaciones astronómicas. Nuestro conocimiento de la Tierra es de carácter diferente y se ha adquirido por medios distintos. Sin embargo, por razones de simetría, fue necesario tratar de la Tierra después del planeta Venus, para darle su verdadera posición en el sistema solar. Pero ahora que ya hemos pasado por la Tierra en nuestro avance desde el Sol, llegamos al planeta Marte; y aquí volvemos a utilizar, aunque de forma algo modificada, los métodos adecuados para Venus y Mercurio.

Venus y Marte, desde un punto de vista, merecen nuestra atención de manera muy especial. Son nuestros vecinos planetarios más cercanos, uno a cada lado. Naturalmente, podemos esperar aprender más sobre ellos que sobre los otros planetas que están más lejos. En el caso de Venus, sin embargo, esta expectativa apenas puede cumplirse, ya que, como ya hemos señalado, su densa atmósfera nos impide realizar un examen satisfactorio mediante el telescopio. Cuando nos dirigimos a nuestro otro vecino planetario, Marte, podemos aprender mucho al respecto.

a su apariencia. De hecho, con la excepción de la Luna, conocemos mejor los detalles de la superficie de Marte que los de cualquier otro cuerpo celeste.

Este hermoso planeta ofrece muchas características dignas de consideración además de las que presenta su estructura física. La órbita de Marte es de proporciones notables, y fue a través de las observaciones de esta órbita como se descubrieron las célebres leyes de Kepler. Durante los ocasionales acercamientos de Marte a la Tierra, ha sido posible medir su distancia con precisión, y así surgió otro método para determinar la distancia al Sol, que, por decir lo menos, puede competir en precisión con el que ofrece el tránsito de Venus. También hay que señalar que el mayor logro en la investigación puramente telescópica que ha presenciado este siglo fue el descubrimiento de los satélites de Marte.

A simple vista, este planeta generalmente parece una estrella de primera magnitud. Por lo general se distingue por su color rojizo, pero el principiante en astronomía no puede confiar únicamente en su color para identificar a Marte. Hay varias estrellas casi, si no del todo, tan rojizas como este planeta. La brillante estrella Aldebarán, la más brillante de la constelación del Toro, a menudo se confunde con el planeta. A menudo también se parece a Betelgeuse, un punto brillante en la constelación de Orión. Este tipo de errores serán imposibles si el aprendiz primero ha estudiado las constelaciones principales y las estrellas más brillantes. Entonces encontrará gran interés en trazar las posiciones de los planetas y en observar sus movimientos constantes.

La posición de cada planeta siempre se puede determinar a partir del almanaque. A veces, el planeta estará demasiado cerca del Sol como para ser visible. Saldrá con el Sol y se pondrá con el Sol, y por lo tanto no estará por encima del horizonte durante la noche. El mejor momento para ver a uno de los planetas situados como Marte es durante lo que se denomina su oposición. Este estado se produce cuando la Tierra se interpone directamente entre el planeta y el Sol. En este caso, la distancia de Marte a la Tierra es menor que en cualquier otro momento. También hay otra ventaja en observar a Marte durante la oposición.

El planeta se encuentra entonces en un lado de la Tierra y el Sol en el lado opuesto, de modo que cuando Marte está alto en el cielo, el Sol se encuentra directamente debajo de la Tierra; en otras palabras, el planeta se encuentra entonces en su mayor elevación sobre el horizonte a medianoche. Sin embargo, algunas oposiciones de Marte son mucho más favorables que otras. Esto se muestra claramente en la Figura 48, que representa con precisión y a escala la órbita de Marte y la órbita de la Tierra. Se podrá observar que, mientras que la órbita de la Tierra es casi circular, la órbita de Marte tiene un grado muy marcado de excentricidad; de hecho, con excepción de la órbita de Mercurio, la de Marte tiene la mayor excentricidad de todas las órbitas de los planetas más grandes de nuestro sistema.

El valor de una oposición de Marte para fines telescópicos variará enormemente según las circunstancias. Las oposiciones favorables serán aquellas que se produzcan lo más cerca posible del 26 de agosto. El otro extremo se da en una oposición que ocurre cerca del 22 de febrero. En este último caso, la distancia entre el planeta y la Tierra es casi el doble que en el primero. La última oposición adecuada para los trabajos de mayor nivel tuvo lugar en el año 1877. En aquel entonces, Marte era un objeto magnífico y recibió mucha atención, merecida por cierto. Las oposiciones favorables se suceden a intervalos algo irregulares; la última ocurrió en el año 1892, y otra tendrá lugar en el año 1909.

Los movimientos aparentes de Marte no son en modo alguno simples. Podemos imaginar la perplejidad del primer astrónomo que se encargó de intentar descifrar estos movimientos. El planeta se ve como un objeto brillante y muy visible. Atrae la atención del astrónomo; él observa con detenimiento y ve cómo se encuentra entre las constelaciones que conoce. Unas noches después, vuelve a observar ese mismo cuerpo; pero, ¿está exactamente en el mismo lugar? Él cree que no. Anota con más cuidado que antes la posición del planeta. Ve cómo está situado con respecto a las estrellas. De nuevo, tras unos días, repite sus observaciones. Ya no queda ninguna duda al respecto: Marte ha cambiado decididamente de posición. Es, en verdad, un errante.

Noche tras noche, el astrónomo primitivo permanece en su puesto. Anota los cambios de Marte. Ve que ahora se mueve aún más rápidamente que al principio. ¿Acabará de completar el recorrido por los cielos? El astrónomo decide seguir observando el planeta para comprobar si esta suposición es correcta. Continúa con su tarea noche tras noche, y finalmente empieza a pensar que el cuerpo no se mueve tan rápidamente como al principio. Unas noches más tarde, está seguro de ello: el planeta se mueve más lentamente. Unas noches más, y comienza a sospechar que el movimiento podría cesar; poco después, el movimiento realmente cesa y el objeto parece quedar inmóvil; pero, ¿permanecerá así para siempre? ¿Habrá terminado su largo viaje?

Muchas noches parece ser así, pero al final el astrónomo sospecha que el planeta debe estar comenzando a moverse hacia atrás. Unas pocas noches más, y el hecho se confirma sin posibilidad de duda, y se logra el extraordinario descubrimiento del movimiento directo y retrógrado de Marte.

En la mayor parte de su recorrido por los cielos, Marte parece moverse de manera constante de oeste a este. De hecho, se mueve hacia atrás, tal como lo hace la luna y el sol. Solo durante una parte relativamente pequeña de su trayectoria se producen esos movimientos complejos que representaron un gran enigma para el observador primitivo. En la imagen adjunta (Fig. 49) mostramos el recorrido real que realizó Marte durante la oposición de 1877. La figura solo muestra esa parte de su trayectoria que presenta características anómalas; el resto de la órbita se sigue, no exactamente con velocidad uniforme, pero sí con dirección invariable.

Esta complejidad de los movimientos aparentes de Marte parece, a primera vista, fatal para la aceptación de cualquier explicación simple y elemental del movimiento planetario. Si el movimiento de Marte fuera puramente elíptico, ¿cómo podría, se podría decir, realizar esta extraordinaria evolución? La explicación se encuentra en el hecho de que la Tierra sobre la cual estamos parados está ella misma en movimiento. Incluso si Marte estuviera en reposo, el hecho de que la Tierra se mueva haría que el planeta pareciera moverse. Los movimientos aparentes de Marte están, por lo tanto, combinados con los movimientos reales. Esta circunstancia no pondrá en aprietos al geómetra. Él es capaz de separar el verdadero movimiento del planeta de su asociación con el movimiento aparente, y de explicar completamente las complicadas evoluciones que muestra Marte. Si pudiéramos trasladar nuestro punto de vista desde la Tierra en constante movimiento a un punto de referencia inmóvil, veríamos entonces que la forma de la órbita de Marte es una elipse, descrita alrededor del Sol de acuerdo con las leyes que Kepler descubrió mediante observaciones de este planeta.

A Marte le llevan 687 días dar una vuelta alrededor del Sol, siendo su distancia promedio de dicho cuerpo de 141,500,000 millas. En las circunstancias más favorables, el planeta, en el momento de oposición, puede acercarse a la Tierra a una distancia no mayor que unos 35,500,000 millas. Sin duda, esto parece una distancia enorme cuando se calcula con cualquier estándar adaptado a mediciones terrestres; sin embargo, es apenas mayor que la distancia de Venus cuando está más cerca, y es mucho menor que la distancia de la Tierra al Sol.

Hemos explicado cómo se conoce la forma del sistema solar a partir de las leyes de Kepler, y cómo se puede conocer el tamaño absoluto del sistema y de sus diversas partes cuando se ha realizado la medición directa de alguna de ellas. Un acercamiento cercano de Marte ofrece una oportunidad favorable para medir su distancia y, así, de una manera diferente, resolver el mismo problema que se investigó con el tránsito de Venus. De este modo, llegamos por segunda vez al conocimiento de la distancia del Sol y de las distancias de los planetas en general, así como a muchos otros datos numéricos sobre el sistema solar.

Con motivo de la oposición de Marte en 1877, se realizó un intento exitoso de aplicar este proceso refinado para resolver el problema de la medición celestial. No se puede decir que fuera la primera ocasión en la que se sugirió este método, ni siquiera en la que se intentó aplicarlo en la práctica. Sin embargo, las observaciones de 1877 se llevaron a cabo con tal habilidad y con una atención tan minuciosa a las precauciones necesarias que constituyeron una contribución importante para la astronomía. El Dr. David Gill, actual Astrónomo de Su Majestad en el Cabo de Buena Esperanza, emprendió un viaje a la Isla de Ascensión con el propósito de observar la paralaje de Marte en 1877. En esa ocasión, Marte se acercó tanto a la Tierra que ofreció una oportunidad admirable para aplicar este método. El Dr. Gill logró obtener una valiosa serie de mediciones, y a partir de ellas determinó la distancia al Sol con una precisión algo superior a la que se podía alcanzar mediante el tránsito de Venus.

Existe otro método mediante el cual Marte puede proporcionarnos información sobre la distancia al Sol. Este método es bastante delicado y resulta interesante por su relación con las investigaciones más elevadas en astronomía matemática. Fue prefigurado en la teoría dinámica de Newton y perfeccionado por Le Verrier. Se basa en la gran ley de la gravedad y está estrechamente relacionado con los maravillosos descubrimientos sobre las perturbaciones planetarias, que constituyen un capítulo destacado en los descubrimientos astronómicos modernos.

Existe una cierta relación entre dos cantidades que a primera vista parecen completamente independientes. Estas cantidades son la masa de la Tierra y la distancia al Sol. La distancia al Sol mantiene, con respecto a una distancia determinada (que se puede calcular cuando conocemos la intensidad de la gravedad en la superficie terrestre, el tamaño de la Tierra y la duración del año), la misma proporción que la raíz cúbica de la masa del Sol mantiene con respecto a la raíz cúbica de la masa de la Tierra. No hay duda alguna sobre este resultado, y la consecuencia es obvia. Si contamos con medios para pesar la Tierra en comparación con el Sol, entonces la distancia al Sol puede deducirse inmediatamente. ¿Cómo podemos colocar nuestra gran Tierra en la balanza? Ese es el problema.

que Le Verrier nos ha mostrado cómo resolver, y lo hace invocando la ayuda del planeta Marte.

Si Marte, en su revolución alrededor del sol, estuviera influenciado únicamente por la atracción del sol, seguiría, de acuerdo con las bien conocidas leyes del movimiento planetario, siempre el mismo camino elíptico. Al final de un siglo, o incluso de muchos siglos, la forma, el tamaño y la posición de esa elipse permanecerían inalterados. Afortunadamente para nuestro propósito actual, una perturbación en la órbita de Marte es causada por la Tierra. Aunque la masa de nuestro globo es mucho menor que la del sol, la Tierra sigue siendo lo suficientemente grande como para ejercer una atracción apreciable sobre Marte. La elipse descrita por el planeta, por consiguiente, no es invariable. La forma de esa elipse y su posición cambian gradualmente, de modo que la posición del planeta depende hasta cierto punto de la masa de la Tierra. El lugar en el que se encuentra el planeta puede determinarse mediante observación; el lugar que habría ocupado si la Tierra no existiera puede hallarse por cálculo. La diferencia entre ambos se debe a la atracción de la Tierra, y, una vez medida, se puede determinar la masa de la Tierra. La cantidad de desplazamiento aumenta de un siglo a otro, pero como la tasa de crecimiento es pequeña, son necesarias observaciones antiguas para poder realizar las mediciones con precisión.

Un acontecimiento notable que tuvo lugar hace más de dos siglos permite, afortunadamente, determinar con gran precisión la posición de Marte en esa fecha. El 1 de octubre de 1672, tres observadores independientes presenciaron la ocultación de una estrella en Acuario por parte del planeta rojizo. La posición de la estrella se conoce con exactitud, y por lo tanto contamos con los medios para indicar el punto exacto del cielo ocupado por Marte en dicho día. A partir de este resultado, combinado con las observaciones modernas del meridiano, sabemos que el desplazamiento de Marte debido a la atracción de la Tierra ha aumentado, en el transcurso de dos siglos, hasta unos cinco minutos de arco (294 segundos). Se ha sostenido que este valor no puede estar erróneo en más de un segundo, y por lo tanto se deduce que la masa de la Tierra se calcula en aproximadamente un trescientosavo de su valor real. Si no

Si estuvieran presentes otros errores, esto daría la distancia al sol de aproximadamente una novena parte.

Fig. 50.—Tamaños relativos de Marte y la Tierra.

A pesar de la belleza intrínseca de este método y de las muy buenas expectativas con las que fue introducido, creemos que en la actualidad apenas merece confianza en comparación con algunos de los otros métodos. Dado que el desplazamiento de Marte, debido a la influencia perturbadora de la Tierra, sigue aumentando continuamente, eventualmente alcanzará una magnitud suficiente para proporcionar un valor muy preciso de la masa terrestre, y entonces este método nos dará la distancia al sol con gran precisión. Pero, por interesante y hermoso que sea este método, debemos considerarlo por ahora más bien como una confirmación sorprendente de la ley de la gravedad que como un medio preciso para medir la distancia al sol.

Fig. 51.—Dibujo de Marte (30 de julio de 1894).

Fig. 54.—La capa polar del sur en Marte (1 de julio de 1894).

Las cercanas aproximaciones de Marte a la Tierra nos brindan oportunidades para realizar un examen detallado de su superficie mediante el telescopio. No se debe esperar que los detalles de Marte puedan ser observados con la misma precisión que

aquellos que están en la luna.
Incluso bajo las circunstancias más favorables, Marte está aún más de cien veces más lejos que la luna, y, por lo tanto, las características del planeta tienen que ser al menos cien veces más grandes si se quieren ver con la misma claridad que las características de la luna.
Marte es mucho más pequeño que la Tierra. El diámetro del planeta es de 4.200 millas, pero apenas más de la mitad del de la Tierra. La Figura 50 muestra los tamaños comparativos de los dos cuerpos. Aquí reproducimos dos de los extraordinarios dibujos[16] de Marte realizados por el profesor William H. Pickering en el Observatorio Lowell, Flagstaff, Arizona. La Figura 51 fue tomada el 30 de julio de 1894, y la Figura 52 el 16 de agosto de 1894.

La capa polar sur de Marte, tal como la vio el profesor William H. Pickering en el Observatorio Lowell el 1 de julio de 1894, se representa en la Figura 54.[17] Se podrá observar la notable marca negra que se extiende hacia la zona polar. En la Figura 53 se muestran una serie de elevaciones y depresiones excepcionalmente marcadas en el “terminador” del planeta; fueron dibujadas con la mayor precisión posible según escala, por la misma mano hábil, el 24 de agosto de 1894.

Al examinar el planeta, se puede observar que no presenta siempre la misma cara hacia el observador, como hace la luna. Marte

Gira sobre un eje de exactamente la misma manera que la Tierra. No es poco notable que el período necesario para que Marte complete una rotación sea solo unos treinta minutos mayor que el período de la Tierra. El período exacto es de 24 horas, 37 minutos y 22-3/4 segundos. Por lo tanto, la apariencia del planeta cambia hora tras hora: el lado occidental desaparece gradualmente de la vista, mientras que el lado oriental adquiere gradualmente importancia. En doce horas, la apariencia del planeta ha cambiado por completo. Estos cambios, junto con los efectos inevitables de la acortación, hacen que a menudo sea difícil correlacionar los objetos del planeta con los que aparecen en los mapas. Estos últimos, hay que admitirlo, son menos precisos y fiables que los mapas de la Luna; sin embargo, no hay duda de que las características principales del planeta están bien establecidas, y algunos astrónomos han dado nombres a todos los objetos más destacados.

Las marcas en la superficie de Marte se dividen en dos categorías. Algunas tienen un color gris hierro que tiende al verde, mientras que las otras suelen ser de color amarillo oscuro u naranja, ocasionalmente con tonos blancos. Se ha supuesto generalmente que las primeras representan zonas oceánicas, y las segundas, continentes.

masas en el planeta rojizo. Poseemos una gran cantidad de dibujos de Marte; los más antiguos datan de mediados del siglo XVII. Aunque estos primeros bocetos son muy rudimentarios y no tienen mucho valor para resolver cuestiones relacionadas con la topografía, han resultado ser muy útiles para ayudarnos a determinar el período de rotación del planeta sobre su eje, mediante comparación con nuestros dibujos modernos.

Los observadores antiguos ya habían notado que cada uno de los polos de Marte se distingue por una mancha blanca. Sin embargo, fue a William Herschel a quien debemos el primer estudio sistemático de estas notables capas polares. Este ilustre astrónomo fue recompensado con un descubrimiento muy interesante: descubrió que estas zonas árticas en Marte varían tanto en extensión como en claridad según las estaciones del hemisferio en el que se encuentran. Alcanzan su máximo desarrollo entre tres y seis meses después del solsticio de invierno en ese planeta, y luego disminuyen hasta ser mínimas unos tres a seis meses después del solsticio de verano. La analogía con el comportamiento de las masas de nieve y hielo que rodean nuestros propios polos es total, y hasta hace poco apenas había dudas de que las manchas polares blancas de Marte estuvieran formadas de manera similar.

Dado que el período de revolución de Marte alrededor del Sol es mucho más largo que nuestro año —687 días en lugar de 365—, las estaciones del planeta son, por supuesto, también mucho más prolongadas que las terrestres. En el hemisferio norte de Marte, el verano dura no menos de 381 días, mientras que el invierno debe durar 306 días. En ambos hemisferios, la capa polar blanca aumenta de tamaño durante la larga temporada de invierno, hasta alcanzar un diámetro de 45° a 50°; en cambio, el largo verano la reduce a una pequeña área de solo 4° o 5° de diámetro. Es notable que una de estas regiones blancas, la que se encuentra en el polo sur, parece no ser concéntrica con el polo, sino que está situada tan hacia un lado que el polo sur de Marte parece estar completamente libre de hielo o nieve una vez al año.

Aunque se realizaron muchas observaciones valiosas de Marte durante el siglo XIX, fue recién desde la oposición muy favorable de

En 1877, el estudio de la superficie de Marte logró avances enormes, lo cual constituye una de las características más notables de la astronomía moderna. Entre los observadores que crearon dibujos valiosos del planeta en ese año podemos mencionar al señor Green, cuyas exquisitas ilustraciones fueron publicadas por la Real Sociedad Astronómica, y al profesor Schiaparelli, de Milán, quien casi revolucionó nuestro conocimiento de este planeta. Schiaparelli contaba con un refractor de solo ocho pulgadas de apertura, pero sin duda contó con la ventaja de la pureza del cielo italiano, lo que le permitió detectar en las zonas brillantes de la superficie de Marte un número considerable de líneas largas y estrechas. A estas les dio el nombre de canales, ya que partían de los llamados océanos y podían seguirse a lo largo de los supuestos continentes por distancias considerables, que a veces alcanzaban miles de millas.

Los canales parecían formar una especie de red que conectaba los diferentes mares entre sí. Algunos de los canales más visibles aparecían de hecho en algunos de los dibujos realizados por Dawes y otros antes de la época de Schiaparelli. Sin embargo, fue el ilustre astrónomo italiano quien descubrió que estas líneas estrechas estaban presentes en tal cantidad que constituían una característica notable del planeta. Algunas de estas características extraordinarias se muestran en las figuras 51 y 52, que son copias de dibujos realizados por el profesor William H. Pickering en el Observatorio Lowell en 1894.

Por grande que fuera la sorpresa de los astrónomos cuando Schiaparelli anunció por primera vez el descubrimiento de estos numerosos canales, quizás fue superada por la admiración con la que se recibió su anuncio en 1882 de que la mayoría de los canales se habían vuelto dobles. Entre diciembre de 1881 y febrero de 1882, parecen haber tenido lugar treinta de estas duplicaciones. Diecinueve de ellas correspondían a casos en los que se formaba una línea paralela bien definida cerca de un canal ya existente. Los canales restantes no estaban tan claramente establecidos, o eran casos en los que las dos líneas no parecían ser del todo paralelas. Se presenta una copia del mapa de Marte que Schiaparelli elaboró a partir de sus observaciones de 1881–82 en la lámina XVIII. Este mapa muestra claramente…

Estos extraños canales dobles, tan diferentes de cualquier característica que conozcamos en cualquier otro planeta.

PLACA XVIII.
EL MAPA DE MARTE DE SCHIAPARELLI EN 1881–82.

Las observaciones posteriores realizadas por Schiaparelli y varios otros observadores parecen indicar que este fenómeno de duplicación de los canales es de carácter periódico. Se produce aproximadamente en los momentos en que Marte pasa por sus equinoccios. Una de las dos líneas paralelas se superpone, lo más exactamente posible, sobre el recorrido del canal original. Sin embargo, a veces ocurre que ambas líneas ocupan lados opuestos del canal anterior y se encuentran en terrenos completamente nuevos. La distancia entre las dos líneas varía desde unos 360 millas como máximo hasta el límite mínimo que pueden distinguir nuestros grandes telescopios, que es algo menos de treinta millas. La anchura de cada uno de estos notables canales puede ir desde los límites de la visibilidad, digamos, hasta más de sesenta millas.

La duplicación de los canales es quizás el problema más difícil que Marte nos plantea para resolver. Incluso si admitimos que los canales mismos representan entradas o canales a través de los cuales la nieve polar derretida se desplaza por los continentes ecuatoriales, no es fácil comprender cómo pueden surgir los canales duplicados. Esto es especialmente cierto en aquellos casos en que el original

El canal parece desaparecer y ser reemplazado por dos canales completamente nuevos, cada uno de ellos con un ancho similar al del Canal de la Mancha, y situados uno a cada lado del curso del antiguo canal. La explicación más obvia, según la cual toda esta duplicación es una ilusión óptica, ya ha sido planteada en más de una ocasión, pero nunca de manera concluyente. Quizás debamos conformarnos por el momento con dejar la solución de este problema en suspenso, con la esperanza de que la extraordinaria atención que este planeta recibe ahora explique, a su debido tiempo, el enigma actual.

Las marcas en la superficie de este planeta son, en general, de carácter permanente; así, al comparar dibujos realizados hace cien o doscientos años con dibujos hechos más recientemente, podemos reconocer en cada uno las mismas características. Sin embargo, esta permanencia no es ni de lejos tan absoluta como en el caso de la Luna. Además de los canales que ya hemos considerado, muchas otras partes de la superficie de Marte modifican sus contornos de vez en cuando. Esto ocurre especialmente con esas manchas oscuras que llamamos océanos, cuyos contornos a veces sufren modificaciones en detalles que son claramente perceptibles. A menudo se observan cambios de color en algunas zonas del planeta, y aunque algunos de estos cambios podrían atribuirse a la influencia de nuestra propia atmósfera sobre el aspecto del planeta, no todos pueden explicarse de esa manera. Algunos de estos fenómenos deben deberse sin duda a cambios reales que han tenido lugar en la superficie de Marte.

Como ejemplo de tales cambios, podemos mencionar la parte noroeste de esa característica notable a la que Schiaparelli dio el nombre de Syrtis Major.[18] En diferentes momentos, esta zona ha sido registrada como gris, verde, azul, marrón e incluso violeta. Cuando esta región (alrededor del equinoccio de otoño en el hemisferio norte) se encuentra en el centro del disco visible, la parte oriental es claramente más verde que la occidental. A medida que avanza la estación, este color característico se vuelve más tenue, hasta que el tono verde solo se percibe en las orillas de Syrtis. La atmósfera de Marte suele ser muy transparente, lo que nos permite examinar la superficie del planeta sin que haya obstáculos en el camino, gracias a la forma del planeta marciano.

nubes. Sin embargo, tales nubes no están siempre ausentes. Nuestra visión de la superficie se ve ocasionalmente obstruida de tal manera que resulta evidente que las nubes o la niebla en la atmósfera de Marte deben ser la causa del problema.

Si pudiéramos hacernos una idea de la constitución física de la superficie de Marte, entonces la cuestión relativa al carácter de su atmósfera estaría entre las primeras en considerarse. En este caso, las observaciones espectroscópicas no nos son de mucha ayuda. Por supuesto, sabemos que el planeta no emite luz propia; simplemente brilla por la luz solar reflejada. El hemisferio orientado hacia el sol es brillante, mientras que el hemisferio orientado lejos del sol es oscuro. Por lo tanto, el espectro debería ser, al igual que el de la Luna, una copia exacta, aunque tenue, del espectro solar, a menos que los rayos solares, al pasar dos veces por la atmósfera de Marte, sufrieran alguna absorción que pudiera generar líneas oscuras adicionales. Algunos de los primeros observadores creyeron poder distinguir claramente algunas de tales líneas, atribuidas, como se suponía, al vapor de agua. No obstante, la presencia de tales líneas es negada por el señor Campbell, del Observatorio Lick, y por el profesor Keeler, del Observatorio Allegheny[19], quienes, gracias a sus oportunidades incomparables, tanto instrumentales como climáticas, no encontraron ninguna diferencia entre los espectros de Marte y el de la Luna. Si Marte tuviera una atmósfera de considerable extensión, su efecto absorbente debería ser notable, especialmente en los bordes del planeta; pero las observaciones del señor Campbell no muestran ningún aumento en la absorción en dichos bordes. Por lo tanto, parece que Marte no puede tener una atmósfera extensa, y esta conclusión se confirma de varias otras maneras.

La claridad con la que vemos la superficie de este planeta indica que su atmósfera debe ser muy delgada en comparación con la nuestra. Casi no cabe duda de que un observador en Marte, equipado con un buen telescopio, no podría distinguir muchas de las características de la superficie terrestre. Esto se debería no solo a la fuerte absorción de la luz durante el doble paso por nuestra atmósfera, sino también a la gran difusión de la luz causada por esa misma atmósfera.

También es innecesario decir que la gran cantidad de nubes que generalmente flotan sobre la Tierra ocultaría por completo muchas partes de nuestro planeta desde el punto de vista de un observador marciano. Pero, aunque, como ya se ha mencionado, ocasionalmente encontramos partes de Marte difusas, hay que reconocer que las nubes en Marte son muy escasas. Podríamos esperar que los casquetes polares, si estuvieran compuestos de nieve, al derretirse produjeran nubes que ocultaran más o menos las regiones polares a nuestra vista; sin embargo, nunca se ha visto nada de ese tipo.

Hemos visto que existen dudas muy serias acerca de la existencia de agua en Marte. Sin duda hemos hablado con frecuencia de las manchas oscuras como “océanos” y de las zonas brillantes como “continentes”. Que este lenguaje era inadecuado ha sido la opinión de los astrónomos durante mucho tiempo. Hace unos años, el señor Schaeberle, del Observatorio Lick, llegó a una conclusión completamente opuesta. Sostuvo que las zonas oscuras eran los continentes y las zonas brillantes eran los océanos de agua o algún otro líquido. Señaló el sombreado irregular de las zonas oscuras, lo cual no sugiere la idea de luz reflejada desde una superficie esférica de agua, especialmente porque los contrastes entre luz y sombra son más intensos en el centro del disco.

También cabe señalar que las regiones oscuras a menudo están atravesadas por rayas aún más oscuras, que pueden seguirse durante cientos de millas casi en línea recta, mientras que los llamados canales en las zonas brillantes a menudo parecen ser continuaciones de esas mismas líneas. Por lo tanto, el señor Schaeberle sugiere que los canales podrían ser cadenas de montañas que se extienden sobre mar y tierra. El difunto profesor Phillips y el señor H.D. Taylor señalaron que, si hubiera lagos o mares en las regiones tropicales de Marte, deberíamos ver con frecuencia el sol reflejándose directamente en ellos, lo que generaría un punto brillante, similar a una estrella, que no pasaría desapercibido. Incluso el agua ligeramente perturbada haría notar su presencia de esta manera, y sin embargo, nunca se ha registrado nada de ese tipo.

Sobre la posibilidad de vida en Marte, se pueden añadir unas pocas palabras. Si pudiéramos estar seguros de la existencia de agua en Marte, entonces uno de…

Se cumplirían las condiciones fundamentales; y aunque la atmósfera de Marte tenía pocos puntos en común, tanto en composición como en densidad, con la atmósfera terrestre, la vida podría seguir siendo posible. Incluso si pudiéramos suponer que un hombre encontraría nutrientes adecuados para su cuerpo y aire adecuado para respirar, parece muy dudoso que pudiera sobrevivir. Debido al pequeño tamaño de Marte y a su escasa masa en comparación con la Tierra, la intensidad de la gravedad en ese planeta sería diferente a la atracción en la superficie terrestre. Ya hemos hecho alusión a la baja gravedad en la Luna, y en menor medida, las mismas observaciones se aplican a Marte. Un cuerpo que pesa dos libras en la Tierra pesaría algo menos de una libra en la superficie de Marte. La misma fuerza que levanta un peso de 56 libras en la Tierra levantaría dos pesos similares en Marte.

La Tierra tiene una luna. Júpiter tiene cuatro lunas prominentes. Marte es un planeta que orbita entre las órbitas de la Tierra y de Júpiter. Es un cuerpo del mismo tipo que la Tierra y Júpiter. Está bajo el dominio del mismo sol, y los tres planetas forman parte del mismo sistema; pero como la Tierra tiene una luna y Júpiter cuatro lunas, ¿por qué Marte no podría tener también una luna? Sin duda, Marte es un cuerpo pequeño, incluso más pequeño que la Tierra, y mucho más pequeño que Júpiter. No podríamos esperar que Marte tuviera lunas grandes, pero ¿por qué tendría que ser diferente a sus dos vecinos y no tener ninguna luna en absoluto? Así razonaban los astrónomos, pero hasta la época moderna no se logró encontrar ningún satélite de Marte. Durante siglos se examinó diligentemente el planeta con este objetivo específico, y a medida que se registraban fracaso tras fracaso, parecía casi justificado concluir que la cadena de razonamientos analógicos se había roto. Se consideraba que Marte, sin lunas, era una excepción a la regla según la cual todos los grandes planetas más allá de Venus contaban con un séquito de satélites. Parecía casi imposible reiniciar una investigación que ya se había intentado en numerosas ocasiones y que siempre había llevado a decepciones; sin embargo, afortunadamente, la generación actual ha sido testigo de otro intento, realizado con equipamiento perfecto y con

Habilidad consumada: Este intento logró el éxito que tan merecidamente se merecía, y el resultado fue la detección memorable de dos satélites de Marte.

Este descubrimiento fue realizado por el profesor Asaph Hall, el distinguido astrónomo del observatorio de Washington. Al señor Hall se le proporcionó un instrumento de proporciones colosales y de exquisita elaboración, conocido como el gran refractor de Washington. Es producto del célebre taller de los señores Alvan Clark y Sons, de donde han salido tantos telescopios grandes, y por sus nobles dimensiones supera con creces a cualquier otro telescopio dedicado hasta entonces a la misma investigación. La lente que sirve para observar objetos mide veintiséis pulgadas de diámetro, y es igualmente notable por la perfección de su definición que por su tamaño. Pero ni siquiera la habilidad del señor Hall ni la capacidad de penetración de su telescopio habrían podido, en circunstancias normales, descubrir los satélites de Marte. Por lo tanto, se aprovechó aquella memorable oposición de Marte en 1877, cuando, como ya hemos descrito, el planeta se acercó excepcionalmente a la Tierra.

Si Marte hubiera tenido una luna cuyo tamaño fuera una centésima parte del de nuestra Luna, seguramente ya habría sido descubierta desde hace tiempo. Por lo tanto, el señor Hall sabía que, si existían satélites, debían tratarse de cuerpos extremadamente pequeños, y se preparó para realizar una búsqueda exhaustiva y minuciosa. Todas las circunstancias eran favorables: no solo Marte estaba lo más cerca posible de la Tierra, sino que el gran telescopio de Washington era el refractor más potente que existía en aquel momento; además, la ubicación de Washington permitía ver a Marte desde el observatorio a una gran altitud. Fue mientras la Asociación Británica se reunía en Plymouth, en 1877, cuando un telegrama cruzó el Atlántico. Un éxito brillante recompensó los esfuerzos del señor Hall. Él esperaba descubrir un solo satélite; el descubrimiento de aunque solo fuera uno habría conmocionado al mundo científico entero; pero la fortuna sonrió al señor Hall. Primero descubrió un satélite, y luego otro; y, junto con estos satélites, descubrió además un hecho único en el sistema solar.

Deimos, el satélite más exterior, orbita alrededor del planeta en un período de 30 horas, 17 minutos y 54 segundos; es el satélite interno, Fobos, el que ha llamado la atención especial de todos los astrónomos del mundo. Marte gira sobre su eje en un día marciano, cuya duración es casi idéntica a nuestra jornada de veinticuatro horas. El satélite interno de Marte completa una órbita en 7 horas, 39 minutos y 14 segundos. De hecho, Fobos da tres vueltas alrededor de Marte en el mismo tiempo que Marte da una sola vuelta sobre sí mismo. Esta circunstancia es única en el sistema solar; de hecho, por lo que sabemos, es única en todo el universo. En el caso de nuestro propio planeta, la Tierra rota veintisiete veces por cada revolución de la Luna. Hasta cierto punto, lo mismo puede decirse de Júpiter y Saturno; mientras que en el gran sistema formado por el Sol y sus planetas, el Sol gira sobre su eje varias veces por cada revolución, incluso de los planetas que se mueven más rápidamente. No existe otro caso conocido en el que un satélite orbite alrededor de su planeta principal más rápido de lo que este último gira sobre su eje. Sin embargo, el movimiento anómalo del satélite de Marte ya ha sido explicado. En un capítulo posterior volveremos a mencionarlo, ya que está relacionado con un área importante de la astronomía moderna.

Los satélites son tan pequeños que no podemos medir directamente sus diámetros, pero a partir de observaciones de su brillo es evidente que sus diámetros no pueden superar las veinte o treinta millas, e incluso pueden ser menores. Debido a su rápido movimiento, los dos satélites deben presentar algunas peculiaridades notables para un observador en Marte. Fobos sale por el oeste, atraviesa el cielo y se pone por el este en aproximadamente cinco horas y media, mientras que Deimos sale por el este y permanece por encima del horizonte durante más de dos días.

Dado que los satélites orbitan en trayectorias verticalmente sobre el ecuador de su planeta principal —uno a menos de 4.000 millas y el otro a solo unas 14.500 millas sobre la superficie—, es lógico que nunca puedan ser vistos desde los polos de Marte; de hecho, para poder ver a Fobos, la latitud planetaria del observador no debe superar los 68-3/4°. Si fuera así, el satélite quedaría oculto por el cuerpo del planeta.

Marte, al igual que nosotros, en las Islas Británicas, seríamos incapaces de ver un objeto que gira alrededor de la Tierra a unas pocas centenas de millas sobre el ecuador.

Antes de pasar al atractivo tema de los satélites, podemos mencionar dos puntos de carácter literario. El señor Hall consultó a sus amigos especializados en literatura clásica acerca del nombre que se debería dar a los dos satélites. Se hizo referencia a Homero, y un pasaje de la “Ilíada” sugirió los nombres de Deimos y Fobos. Estos personajes eran los acompañantes de Marte, y las líneas en las que aparecen han sido interpretadas así por mi amigo el profesor Tyrrell:

—“Marte habló, y llamó a Pánico y Terror para que ataran sus caballos, y él se puso su armadura reluciente.”

Una circunstancia curiosa respecto a los satélites de Marte será familiar para quienes conozcan “Los viajes de Gulliver”. Los astrónomos de la isla voladora de Laputa tenían, según Gulliver, una visión aguda y buenos telescopios. El viajero dice que encontraron dos satélites de Marte, uno de los cuales giraba alrededor de él en diez horas, y el otro en veintiuna y media. Así, el autor no solo hizo una suposición correcta sobre el número de satélites, sino que también indicó con bastante precisión el tiempo periódico de su rotación. No sabemos qué pudo haber sugerido esta última suposición. Hace unos años, cualquier astrónomo que leyera el relato del viaje a Laputa habría dicho que eso era absurdo. Podría haber dos satélites de Marte, sin duda; pero afirmar que uno de ellos gira en diez horas significaría sostener algo en lo que nadie podría creer. Sin embargo, la realidad ha sido aún más extraña que la ficción.

Y ahora debemos concluir nuestro relato sobre este hermoso e interesante planeta. Hay muchas características adicionales sobre las cuales nos tentaría detenernos, pero hay tantos otros cuerpos en el sistema solar que reclaman nuestra atención, tantos otros cuerpos que superan a Marte en tamaño e importancia intrínseca, que estamos obligados a dejarlo. Nuestro siguiente paso, sin embargo, no será…

Una vez, esto nos llevará a los planetas gigantes. Fuera de Marte encontramos una multitud de objetos, pequeños ciertamente, pero de gran interés; y con estos tendremos abundante material para el capítulo siguiente.

CAPÍTULO XI.
LOS PLANETAS MENORES.
Los miembros más pequeños de nuestro sistema: la ley de Bode; la región vacía en el sistema planetario; las búsquedas realizadas; el descubrimiento de Piazzi; ¿era ese cuerpo pequeño un planeta?; el planeta se vuelve invisible; Gauss emprende la búsqueda mediante métodos matemáticos; el planeta es recuperado; otros descubrimientos; número de planetas menores conocidos hasta ahora; la región que debe ser explorada; la construcción de mapas para la búsqueda de planetas menores; cómo se descubre un planeta menor; naturaleza física de los planetas menores; la débil gravedad en los planetas menores; los cálculos realizados en Berlín; cómo los planetas menores nos indican la distancia al Sol; precisión de las observaciones; cómo pueden multiplicarse; Victoria y Sappho; el método más perfecto.

En nuestros capítulos sobre el Sol y la Luna, sobre la Tierra y Venus, y sobre Mercurio y Marte, hemos discutido las características y los movimientos de cuerpos de enormes dimensiones. El más pequeño de todos estos cuerpos es la Luna, pero incluso esa esfera tiene 2,000 millas de un extremo a otro. Al abordar el tema de los planetas menores, debemos estar preparados para encontrar objetos de dimensiones realmente insignificantes en comparación con las grandes esferas de nuestro sistema. Sin duda, todos estos planetas menores tienen un diámetro de unos pocos miles de millas, y algunos incluso de muchos miles de millas. Si estuvieran cerca de la Tierra, serían objetos muy visibles, e incluso impresionantes; pero como están tan lejos, ni siquiera con nuestros telescopios más potentes resultan especialmente destacables, mientras que a simple vista son casi todos invisibles.

En el diagrama (p. 234) de las órbitas de los diversos planetas, se muestra que existe un amplio espacio entre la órbita de Marte y la de Júpiter. Se supuso frecuentemente que esa amplia región debía estar ocupada por algún otro planeta. Esta suposición se hizo aún más fuerte cuando se descubrió una ley notable que mostraba, con considerable precisión, las distancias relativas de los grandes planetas de nuestro sistema. Tomemos la serie de números 0, 3, 6, 12, 24, 48, 96; cada número de esta serie (excepto el segundo) es el doble del anterior.

el número que le precede. Si ahora sumamos cuatro a cada uno de ellos, obtenemos la serie 4, 7, 10, 16, 28, 52, 100. Con la excepción del quinto de estos números (28), todos son razonablemente proporcionales a las distancias de los diversos planetas del sol. De hecho, las distancias son las siguientes: Mercurio, 3·9; Venus, 7·2; Tierra, 10; Marte, 15·2; Júpiter, 52·9; Saturno, 95·4. Aunque no tenemos ninguna razón física para explicar por qué esta ley —generalmente conocida como la de Bode— debería ser cierta, el hecho de que lo sea casi por completo en el caso de todos los planetas conocidos nos lleva a preguntarnos si no podría haber también un planeta que orbite alrededor del sol a la distancia representada por 28.

Esto se sintió con tanta fuerza a finales del siglo XVIII que algunos astrónomos entusiastas decidieron hacer un esfuerzo conjunto para buscar el planeta desconocido. Parecía seguro que el planeta no podía ser grande, ya que de lo contrario habría sido descubierto hace tiempo. Si realmente existía, entonces eran necesarios medios para distinguirlo entre la multitud de estrellas dispersas a lo largo de su trayectoria.

La búsqueda del pequeño planeta pronto fue recompensada con un éxito que ha hecho memorable la primera noche del siglo XIX en astronomía. Fue en los cielos despejados de Palermo donde se encontraba el observatorio donde se realizó el memorable descubrimiento del primer planeta menor conocido por Piazzi. Este astrónomo trabajador y competente había organizado un sistema ingenioso para explorar los cielos, especialmente diseñado para distinguir un planeta entre la multitud de estrellas. En una noche determinada, seleccionaba una serie de estrellas, unas cincuenta, más o menos, según las circunstancias. Con su círculo meridiano, determinaba las posiciones de los objetos elegidos. La noche siguiente, o en cualquier momento que fuera conveniente, volvía a observar las cincuenta estrellas con el mismo instrumento y de la misma manera, y todo el proceso se repetía posteriormente durante dos noches, o quizás más. Al comparar las observaciones, disponía de unas cuatro o más posiciones de cada una de las estrellas en diferentes noches, y así completaba toda la serie. Fue lo suficientemente perseverante como para continuar con estas observaciones durante

Muchos grupos de estrellas, y finalmente fue recompensado con un éxito que compensó ampliamente todo su esfuerzo.

Fue el 1 de enero de 1801 cuando Piazzi comenzó, por enésima vez —la centésima quincuagésima—, a observar una nueva serie de estrellas. Esa noche observó cincuenta estrellas a través de su telescopio, y registró cuidadosamente sus posiciones. De estos objetos, los primeros doce eran sin duda estrellas, y al parecer lo mismo ocurría con el decimotercero: una estrella de octava magnitud en la constelación de Tauro. No había nada que diferenciara la apariencia telescópica de este objeto de todas las demás que lo precedían o seguían. La noche siguiente, Piazzi, según su costumbre, volvió a observar las cincuenta estrellas; repitió la operación el 3 de enero y nuevamente el 4. Luego, como de costumbre, combinó las cuatro posiciones que había encontrado para cada uno de esos cuerpos celestes. Al hacerlo, se comprobó de inmediato que el decimotercer objeto de la lista era un cuerpo completamente distinto del resto y de todas las demás estrellas que había observado anteriormente. Las cuatro posiciones de este misterioso objeto eran todas diferentes; en otras palabras, estaba en movimiento, y por lo tanto era un planeta.

Unas pocas semanas de observación fueron suficientes para demostrar cómo este pequeño cuerpo, posteriormente llamado Ceres, orbitaba alrededor del sol y cómo circulaba por esa trayectoria intermedia entre la órbita de Marte y la de Júpiter. Realmente, gran fue el interés que despertó este descubrimiento y la influencia que ejerció en el progreso de la astronomía. Los majestuosos planetas de nuestro sistema tuvieron ahora que ceder parte de los beneficios que proporcionaba el sol a un objeto mucho más humilde.

Después de que Piazzi realizó algunas observaciones adicionales, pasó la temporada adecuada para observar esa zona del cielo, y el nuevo planeta, por supuesto, dejó de ser visible. En pocos meses, sin duda, esa misma zona del cielo volvería a estar por encima del horizonte al anochecer, y las estrellas podrían verse como antes. Sin embargo, el planeta seguía en movimiento, y seguiría haciéndolo; para cuando llegara la próxima temporada, habría pasado a alguna región lejana y volvería a confundirse con

las estrellas a las que se parecía tanto. ¿Cómo, entonces, podía seguirse al planeta durante su período de invisibilidad e identificarse cuando volviera a estar al alcance de la observación?

Esta dificultad atrajo la atención de los astrónomos, quienes buscaron algún método mediante el cual se pudiera determinar la posición del planeta para evitar que el descubrimiento de Piazzi cayera en el olvido. Un joven matemático alemán, llamado Gauss, inició su distinguida carrera con un intento exitoso de resolver este problema. Un planeta, como ya hemos mostrado, describe una elipse alrededor del sol, y el sol se encuentra en uno de los focos de esa curva. Se puede demostrar que, cuando se conocen tres posiciones de un planeta, entonces la elipse en la que se mueve está completamente determinada. Piazzi había medido en cada ocasión la posición que ocupaba el planeta. Esta información estaba a disposición de Gauss, y el problema que tenía que resolver podía formularse así: sabiendo la posición del planeta en tres noches, era necesario, sin realizar más observaciones, determinar cuál sería su posición en una fecha concreta unos meses más adelante. Los cálculos matemáticos, basados en las leyes de Kepler, permitirían resolver este problema, y Gauss logró hacerlo. Gauss demostró que, aunque el telescopio del astrónomo no podía detectar al planeta durante su temporada de invisibilidad, la pluma del matemático podía seguirlo con una precisión infalible. Por lo tanto, cuando el paso de las estaciones permitió reanudar las observaciones, se volvió a comenzar la búsqueda. El telescopio se dirigió hacia el punto indicado por los cálculos de Gauss, y allí estaba el pequeño Ceres. Desde su redescubrimiento, el planeta ha quedado tan completamente sometido a los procesos del razonamiento matemático que su posición en cada noche del año puede determinarse con una precisión cercana a la que se logra al observar la luna o los grandes planetas de nuestro sistema.

El descubrimiento de un planeta menor fue seguido rápidamente por éxitos similares, de modo que en siete años se añadieron Pallas, Juno y Vesta al sistema solar. Las órbitas de todos estos cuerpos se encuentran en la región entre la órbita de Marte y la de Júpiter, y durante muchos años pareció que…

Se pensaba que nuestro sistema planetario ya estaba completo. Cuarenta años después, se reanudaron las investigaciones sistemáticas. Planeta tras planeta se fue añadiendo a la lista; gradualmente, los descubrimientos se convirtieron en un flujo cada vez mayor, hasta que en 1897 el número total alcanzó aproximadamente 430. Su distribución en el sistema solar es más o menos la que se muestra en la Figura 55. Gracias a la mejora de los telescopios astronómicos y al compromiso con el que ciertos astrónomos se han dedicado a esta interesante investigación, se ha creado un método especial de observación con el propósito específico de localizar estos pequeños objetos.

Se sabe que las trayectorias por las que se mueven todos los grandes planetas por el cielo coinciden casi por completo con la trayectoria que sigue el sol entre las estrellas, la cual se conoce como la eclíptica. Es lógico suponer que los planetas pequeños también se mueven por esa misma vía principal, que los lleva sucesivamente por todos los signos del zodiaco. Sin duda, algunos de los planetas pequeños se desvían bastante de la trayectoria del sol, pero la gran mayoría se encuentra aproximadamente cerca de ella. Esta consideración simplifica enormemente la búsqueda de nuevos planetas. Basta examinar una zona determinada del cielo, ya que, en general, no hay mucho sentido en extender la investigación a otras partes del firmamento.

El siguiente paso consiste en elaborar un mapa que contenga todas las estrellas de esta región. Se trata de una tarea de enorme complejidad: las estrellas visibles con los telescopios grandes son tan numerosas que en esa zona tan limitada se incluyen muchas decenas de miles, quizá incluso cientos de miles. El hecho es que muchos de los planetas menores conocidos actualmente son objetos de extremada pequeñez; solo pueden ser vistos con telescopios muy potentes, y para detectarlos es necesario utilizar cartas astronómicas en las que incluso las estrellas más tenues están representadas. Muchos astrónomos han colaborado en la elaboración de estas cartas; entre ellos cabe mencionar a Palisa, de Viena, quien gracias a sus cartas encontró ochenta y tres planetas menores, y al difunto profesor Peters, de Clinton, Nueva York, quien de manera similar halló cuarenta y nueve de estos cuerpos.

Fig. 55.—La Zona de Planetas Menores entre Marte y Júpiter.

El astrónomo que pretende buscar un nuevo planeta dirige su telescopio hacia esa parte del camino del Sol que se encuentra en el meridiano a medianoche; allí, si es que existe alguna posibilidad, está la oportunidad de éxito, porque esa es la región en la cual dicho cuerpo se encuentra más cerca de la Tierra que en cualquier otra parte de su trayectoria. Compara con atención su carta celeste con el cielo, y por lo general encuentra que las estrellas en el cielo y las estrellas en la carta coinciden; pero a veces ocurre que falta un punto en el cielo en la carta. Su atención se concentra de inmediato; sigue cuidadosamente al objeto, y si este se mueve

Es un planeta. Sin embargo, no puede estar seguro de que realmente haya hecho un descubrimiento; ha encontrado un planeta, sin duda, pero podría tratarse de uno de los numerosos ya conocidos. Para aclarar este punto, debe llevar a cabo una investigación adicional, a veces muy laboriosa; debe buscar en el Anuario Anual de Berlín y en otras efemérides de dichos planetas para ver si es posible que alguno de ellos estuviera en esa posición la noche en cuestión. Si puede determinar que ningún cuerpo descubierto anteriormente podía haber estado allí, entonces tiene derecho a anunciar a sus colegas astrónomos el descubrimiento de un nuevo miembro del sistema solar. Parece seguro que todos los planetas menores más importantes fueron descubiertos hace tiempo. Las adiciones recientes a la lista son, por lo general, objetos extremadamente pequeños, fuera del alcance de los telescopios pequeños.

Desde 1891, el método de búsqueda de planetas menores que acabamos de describir ha sido casi abandonado en favor de un proceso mucho superior. Se ha comprobado que es factible utilizar la fotografía para elaborar mapas del cielo. Una placa fotográfica se expone en el telescopio a una determinada región del cielo durante un tiempo suficientemente largo como para que las estrellas telescópicas muy tenues dejen su imagen en ella. Es necesario asegurarse de que el reloj que mueve la cámara mantenga una sincronización lo más precisa posible con la rotación de la Tierra, de modo que las estrellas fijas aparezcan en la placa como puntos nítidos. Si, al desarrollar la placa, se descubre que una estrella ha dejado una trayectoria, es evidente que esa estrella debió tener un movimiento independiente durante el tiempo de exposición (generalmente unas horas); en otras palabras, debe tratarse de un planeta. Para mayor seguridad, generalmente se toma una segunda fotografía de la misma región después de un breve intervalo. Si el lugar ocupado por la trayectoria en la primera placa está ahora vacío, mientras que en la segunda placa aparece una nueva trayectoria alineada con la primera, no queda ninguna duda de que tenemos indicios reales de la existencia de un planeta, y de que no hemos sido engañados por alguna imperfección en la placa o por algunas estrellas diminutas que casualmente estaban muy cerca unas de otras. Wolf, de Heidelberg, y siguiendo sus pasos Charlois, de Niza, han descubierto de esta manera un gran número de nuevos planetas menores, además de recuperar muchos de aquellos que se habían perdido de vista debido a una insuficiencia en las observaciones.

El 13 de agosto de 1898, el señor G. Witt, del observatorio Urania en Berlín, descubrió un nuevo asteroide por el método fotográfico. Este objeto fue considerado al principio simplemente como una adición sin importancia especial a los 432 asteroides que ya se habían descubierto antes que él. Recibió, como de costumbre, una designación provisional según un sistema alfabético sencillo. Esta etiqueta temporal asignada al asteroide de Witt fue “D Q”. Pero la denominación oficial del asteroide ha reemplazado ahora esta etiqueta. El señor Witt le dio a su asteroide el nombre de “Eros”. Esto fue debidamente aceptado por los astrónomos, y así será conocido para siempre.

La característica que hace que el descubrimiento de Eros sea uno de los incidentes más notables en la astronomía reciente es que, en esas raras ocasiones en que este asteroide se acerca más a la Tierra, está más cerca que el planeta Marte podrá estarlo jamás. Más cerca que el planeta Venus podrá estarlo jamás. Más cerca que cualquier otro asteroide conocido podrá estarlo jamás. Por lo tanto, asignamos a Eros la posición excepcional de ser nuestro vecino planetario más cercano en todo el firmamento. Bajo ciertas circunstancias, su distancia de la Tierra no superará una séptima parte de la distancia media al Sol.

De la composición física de los asteroides y del carácter de sus superficies no sabemos absolutamente nada. Puede ser, según podemos suponer, que estos cuerpos sean esferas como nuestra Tierra en miniatura, con continentes y océanos. Si existe vida en tales cuerpos, que a menudo tienen solo unos pocos kilómetros de diámetro, esa vida debe ser algo totalmente diferente a cualquier cosa con la que estemos familiarizados. Dejando de lado todas las demás dificultades derivadas de la posible ausencia de agua y de la gran improbabilidad de encontrar allí una atmósfera de densidad y composición adecuadas para la respiración, la gravedad misma impediría que los seres orgánicos adaptados a la Tierra residieran en un planeta menor.

Intentemos ilustrar este punto: supongamos que tomamos el caso de un planeta menor de ocho millas de diámetro, o, en números redondos, una milésima parte del diámetro de la Tierra. Si además suponemos que los materiales del planeta son de la misma naturaleza que las sustancias de la Tierra,

Es fácil demostrar que la gravedad en la superficie del planeta será solo una milésima parte de la gravedad de la Tierra. De ello se deduce que el peso de un objeto en la Tierra se reduciría a una milésima parte si ese objeto fuera trasladado al planeta. Esto no se detectaría con una balanza ordinaria, donde los pesos deben colocarse en una bandeja y el cuerpo a pesar en la otra. Al ser probado de esta manera, un cuerpo pesaría, por supuesto, exactamente lo mismo en cualquier lugar; porque si la gravedad del cuerpo cambia, también lo hace, en proporción igual, la gravedad de los pesos de contrapeso. Pero, al pesarse con una balanza de resorte, el cambio sería inmediatamente evidente, y el esfuerzo necesario para levantar un peso se reduciría a una milésima parte. Una carga de mil libras podría ser levantada de la superficie del planeta con el mismo esfuerzo que se necesitaría para levantar una libra en la Tierra; los efectos que esto produciría son muy notables.

En nuestra descripción de la Luna se mencionó (p. 103) que podemos calcular la velocidad con la cual sería necesario lanzar un proyectil para que nunca volviera a caer sobre el globo del cual fue expulsado. Aplicamos este razonamiento para explicar por qué la Luna ha perdido aparentemente por completo cualquier atmósfera que pudiera haber tenido en el pasado.

Si asumimos, a modo ilustrativo, que las densidades de todos los planetas son idénticas, entonces la ley que expresa la velocidad crítica para cada planeta puede expresarse fácilmente. De hecho, es simplemente proporcional al diámetro del globo en cuestión. Así, para un planeta menor cuyo diámetro fuera una milésima parte del de la Tierra, o unos ocho millas, la velocidad crítica sería una milésima parte de seis millas por segundo, es decir, unas treinta pies por segundo. Esta es una velocidad baja en comparación con los estándares habituales. Un niño lanza fácilmente una pelota a una altura de quince o dieciséis pies, pero para llevarla a esa altura debe ser proyectada con una velocidad de treinta pies por segundo. Un niño, de pie en un planeta de ocho millas de diámetro, lanza su pelota verticalmente hacia arriba; la pelota ascenderá a una altura asombrosa. Si la velocidad inicial fuera inferior a treinta pies por segundo, la pelota finalmente dejaría de moverse, comenzaría a girar y caería con...

Acelerando gradualmente su velocidad, hasta que finalmente regresaba a la superficie con una velocidad igual a la que tenía al ser proyectada. Si la velocidad inicial era de treinta pies por segundo o más, entonces la pelota seguiría subiendo cada vez más alto sin volver nunca. En un capítulo futuro será necesario volver a tratar este tema.

Algunos de los planetas menores aparecen en telescopios potentes como discos de dimensiones considerables, e incluso se han medido con micrómetros. De esta manera, el profesor Barnard, del Observatorio Lick, determinó los siguientes valores para los diámetros de los cuatro primeros planetas menores descubiertos:

485
Ceres
millas.

304
Pallas
millas.

118
Juno
millas.

243
Vesta
millas.

Sin embargo, el valor correspondiente a Juno es muy incierto, y la gran mayoría de los planetas menores son mucho más pequeños de lo que indicarían las cifras aquí dadas. Es posible, mediante ciertos cálculos, hacer una estimación de la masa total de todos los planetas menores, ya que las observaciones nos revelan el alcance de sus influencias conjuntas sobre el movimiento de Marte. De esta forma, Le Verrier concluyó que la masa total de los planetas pequeños debía ser aproximadamente una cuarta parte de la masa de la Tierra. Harzer, al repetir la investigación de manera mejorada, dedujo que la masa total era una sexta parte de la de la Tierra. No cabe duda de que la masa total de todos los planetas menores conocidos actualmente no representa más que una fracción muy pequeña de la cantidad a la que apuntan estos cálculos. Por lo tanto, concluimos que debe existir un número enorme de planetas menores.

Planetas que aún no han sido reconocidos en el observatorio. Estos planetas desconocidos deben ser extremadamente pequeños.

Las órbitas de este grupo de cuerpos difieren en características notables de las de los planetas más grandes. Algunos de ellos están inclinados en ángulos de 30° con respecto al plano de la órbita terrestre, mientras que las inclinaciones de los planetas grandes no superan unos pocos grados. Algunas de las órbitas de los planetas menores también son elipses muy alargadas, mientras que, por supuesto, las órbitas de los planetas grandes no se desvían mucho de la forma circular. Los períodos de revolución de estos pequeños objetos alrededor del sol van desde tres años hasta casi nueve años.

Un gran aumento en el número de planetas menores ha recompensado el celo de aquellos astrónomos que han dedicado sus esfuerzos a este tema. Su éxito ha implicado una enorme cantidad de trabajo en las computadoras del “Anuario de Berlín”. Esa útil labor ocupa, en este sentido, una posición que no ha sido ocupada ni por nuestro propio “Almanaque Náutico”, ni por publicaciones similares de otros países. Un equipo hábil de computadoras tiene como tarea proporcionar al “Anuario de Berlín” información detallada sobre los movimientos de los planetas menores. Tan pronto como se obtienen algunas observaciones completas, el pequeño objeto pasa a estar bajo el control del matemático; él puede predecir su trayectoria para los años venideros, y las informaciones relativas a todos los planetas menores conocidos se encuentran en los volúmenes anuales de dicha obra.

El crecimiento de los descubrimientos ha sido tan rápido que el trabajo necesario para preparar tales predicciones es ahora enorme. Hay que admitir que muchos de los planetas menores son muy tenues y, por lo demás, carecen de interés, por lo que a veces los astrónomos se sienten tentados de estar de acuerdo con la sugerencia de que una parte del trabajo astronómico actualmente dedicado al cálculo de las trayectorias de estos cuerpos podría aplicarse de manera más provechosa. Para ello, sería suficiente dejar que todos los miembros menos interesantes de este grupo siguieran su camino sin ser observados por nadie.

con un telescopio, o mediante las tablas aún más precisas del ordenador matemático.

El sol, que controla los enormes cuerpos de nuestro sistema, no duda en guiar, con igual cuidado, las diminutas esferas que forman los planetas menores. En ciertos momentos, algunos de ellos se acercan lo suficiente a la Tierra como para merecer la atención de aquellos astrónomos que están especialmente interesados en determinar las dimensiones del sistema solar. Las observaciones son de tal naturaleza que pueden realizarse con una precisión considerable; también pueden multiplicarse en la medida que se desee. Por consiguiente, algunos de estos pequeños cuerpos tienen un gran futuro astronómico, ya que parecen destinados a indicar la verdadera distancia desde la Tierra hasta el sol con mayor precisión que Venus o Marte. Los más pequeños de estos planetas no sirven para este propósito; solo pueden verse con telescopios potentes y no permiten ser medidos con la precisión necesaria. También es obvio que los planetas elegidos para la observación deben encontrarse lo más cerca posible de la Tierra. En circunstancias favorables, algunos de los planetas menores se acercarán a la Tierra a una distancia que equivale a unos tres cuartos de la distancia al sol. Estas diversas condiciones limitan el número de cuerpos disponibles para este fin a unas doce unidades, de las cuales uno o dos suelen estar en la posición adecuada cada año.

Para determinar la distancia al sol, este método basado en los planetas menores ofrece ventajas indiscutibles. El propio planeta es un punto minúsculo, similar a una estrella, en el telescopio, y las mediciones se realizan desde él hacia las estrellas que se ven cerca de él. Quizás sea necesario decir algo aquí sobre la naturaleza de las observaciones a las que nos referimos. Cuando hablamos de las mediciones desde el planeta hasta la estrella, no nos referimos a lo que quizás sería la interpretación más habitual de esta expresión. No nos referimos a la medición real de la distancia en línea recta entre el planeta y la estrella. Este elemento, incluso si fuera posible obtenerlo, solo podría ser el resultado de una serie prolongada de observaciones de una naturaleza que se explicará más adelante, cuando hablemos de las distancias de las estrellas. Las mediciones a las que nos referimos ahora son de carácter más sencillo; sirven simplemente para determinar…

distancia aparente de los objetos, expresada en medida angular. Esta medida angular es de carácter completamente diferente a la medida lineal, y los dos métodos pueden, de hecho, dar lugar a resultados que a primera vista parecerían paradójicos.

Podemos tomar, como ilustración, el caso del grupo de estrellas que forman las Pléyades y aquellas que forman la Osa Mayor. Esta última es un grupo grande, mientras que la primera es un grupo pequeño. Pero, ¿por qué consideramos que las palabras “grande” y “pequeño” se aplican adecuadamente aquí? Cada par de estrellas de la Osa Mayor forma un ángulo grande con el ojo. Cada par de estrellas en las Pléyades forma un ángulo pequeño, y son estos ángulos los que constituyen el objeto directo de la medición astronómica. Hablamos de la distancia entre dos estrellas, refiriéndonos así al ángulo delimitado por las dos líneas que van desde el ojo hasta dichas estrellas. Esto es lo que nuestros instrumentos pueden medir, y cabe señalar que no se implica ninguna referencia a la magnitud lineal. De hecho, si hemos de mencionar dimensiones reales, es perfectamente posible, según todo lo que podemos saber, que las Pléyades formen un grupo mucho más grande que la Osa Mayor, y que la aparente superioridad de esta última se deba únicamente a su mayor proximidad a nosotros. Las medidas angulares más precisas se obtienen cuando dos estrellas, o dos puntos similares a estrellas, están lo suficientemente cerca como para poder incluirlos en un mismo campo de visión del telescopio. Existen formas especiales de aparatos que permiten al astrónomo, en este caso, dar a sus observaciones una precisión inalcanzable en la medición de objetos menos definidos o que se encuentran a una mayor distancia aparente. Por lo tanto, la determinación de la distancia del pequeño planeta similar a una estrella desde una estrella se caracteriza por una gran precisión.

Pero existe otro argumento, quizás aún más importante, a favor de la determinación de la escala del sistema solar mediante este proceso. La verdadera fuerza del método de los planetas menores radica no tanto en la precisión individual de las observaciones, sino en el hecho de que, por la naturaleza del método, se puede concentrar un número considerable de repeticiones en el resultado. Por supuesto, se entenderá que, cuando hablamos de la precisión de una observación, no se debe suponer que pueda estar nunca completamente libre de errores. Los errores siempre existen, y aunque puedan ser pequeños, si…

La cantidad que se debe medir es mínima; un error de intrínseca insignificancia puede representar una fracción apreciable del total. La única forma de reducir su efecto es tomando la media de un gran número de observaciones. Esta es la verdadera fuente del valor del método de los planetas menores. No tenemos que esperar a la ocurrencia de eventos raros como el tránsito de Venus. Cada año habrá uno o más planetas menores que se acercarán lo suficiente a la Tierra como para hacer aplicable este método. Las diversas circunstancias que rodean a cada planeta, así como la gran variedad de observaciones que se pueden realizar sobre él, contribuirán aún más a eliminar los errores.

Dado que el planeta sigue su curso por el cielo, que está repleto en todas partes de innumerables estrellas diminutas, es evidente que este cuerpo, tan similar a una estrella, siempre tendrá algunas estrellas en su vecindad inmediata. Como los movimientos del planeta son bien conocidos, podemos predecir dónde estará cada noche en que vaya a ser observado. De este modo, es posible acordar de antemano con observadores en lugares muy diferentes de la Tierra cuáles serán las observaciones que se realizarán cada noche en particular.

Se ha intentado, por sugerencia del Dr. Gill, llevar a cabo este método a una escala acorde con su importancia. Los planetas Iris, Victoria y Sappho, en los años 1888 y 1889, se acercaron tanto a la Tierra que se organizaron mediciones simultáneas tanto en el hemisferio norte como en el sur. Se elaboró un plan completo muchos meses antes de que comenzaran las observaciones. Así, cada observador que participó en el trabajo fue informado de antemano sobre las estrellas que se utilizarían cada noche. Vistas desde cualquier parte de la Tierra, ya sea desde el Cabo de Buena Esperanza o desde Gran Bretaña, las posiciones de las estrellas permanecen absolutamente inmutables. Su distancia es tan enorme que un cambio de lugar en la Tierra no las desplaza en medida apreciable. Pero el caso es diferente con un planeta menor. Su distancia es apenas una millonésima parte de la distancia a las estrellas, y el desplazamiento del planeta cuando se lo observa desde el Cabo y cuando se lo observa desde Europa es una cantidad medible.

La magnitud que buscamos debe obtenerse mediante la comparación entre las mediciones realizadas en el hemisferio norte y las realizadas en el hemisferio sur. Las observaciones en estas dos localidades deben ser lo más simultáneas posible, teniendo en cuenta el movimiento del planeta durante cualquier intervalo de tiempo que haya transcurrido. Aunque se toman todas las precauciones posibles para eliminar los errores de cada observación, sigue siendo cierto que comparamos las mediciones realizadas por observadores en el hemisferio norte con las realizadas por otros observadores, que utilizan, por supuesto, instrumentos diferentes y se encuentran a miles de millas de distancia. Pero en este aspecto no estamos en desventaja alguna frente a la observación del tránsito de Venus.

Sin embargo, es posible superar incluso esta objeción, y así dar al método de los planetas menores una ventaja indiscutible sobre su competidor. La dificultad se resolvería si pudiéramos organizar que un astrónomo, después de realizar un conjunto de observaciones en una noche clara en el hemisferio norte, fuera trasladado de inmediato, junto con sus instrumentos, a la estación del hemisferio sur, donde repetiría las observaciones. Una transformación equivalente puede llevarse a cabo sin necesidad de ningún medio milagroso, y en ella tenemos, sin duda, el método más perfecto que conocemos para medir la distancia al sol. Este método ya ha sido aplicado con éxito por el Dr. Gill en el caso de Juno, y existen otros miembros del grupo de planetas menores que se encuentran en circunstancias aún más favorables.

Considérese, por ejemplo, un planeta menor que a veces se acerca a menos de 70.000.000 de millas de la Tierra. Cuando se acerca el momento de oposición, se debe colocar a un observador experimentado en alguna estación adecuada cerca del ecuador. El instrumento que debe utilizar es ese maravilloso aparato de habilidad mecánica y óptica conocido como heliómetro.[20] Puede utilizarse para medir la distancia angular entre objetos que están demasiado separados como para ser medidos con un micrómetro de filamento. Las mediciones deben realizarse por la tarde, tan pronto como el planeta haya subido lo suficiente como para poder verse con claridad. Luego, el observador y el observatorio deben ser trasladados al otro lado de la Tierra. ¿Cómo se hará esto? Mejor dicho, ¿cómo podríamos evitar que se haga? ¿Acaso la Tierra no gira sobre su eje, de modo que en el transcurso de unas pocas horas…

¿Se lleva un observatorio en el ecuador a través de miles de millas? A medida que se acerca la mañana, las observaciones deben repetirse. Se descubre que el planeta ha cambiado su posición de manera muy considerable con respecto a las estrellas. Esto se debe en parte a su propio movimiento, pero también en gran medida al desplazamiento paraláctico causado por la rotación de la Tierra, el cual puede llegar a ser de hasta veinte segundos. Las mediciones realizadas en una sola noche con el heliómetro no deberían tener un error medio superior a una quinta parte de segundo, y podemos esperar razonablemente que se puedan realizar observaciones durante unas veinticinco noches durante la oposición. Se podría esperar que cuatro grupos de este tipo permitieran determinar la distancia del Sol sin una incertidumbre mayor que la milésima parte del valor total. La principal dificultad del proceso surge debido al movimiento del planeta durante el intervalo que separa las observaciones vespertinas de las matutinas. Este inconveniente puede evitarse mediante mediciones diligentes y repetidas de la posición del planeta con respecto a las estrellas por entre las cuales pasa.

En la obra monumental publicada en 1897 por el Observatorio del Cabo, bajo la dirección del Dr. Gill, se obtuvieron los resultados finales de las observaciones de Iris, Victoria y Sappho. De esto se deduce que el ángulo que subtende el radio ecuatorial de la Tierra en el centro del Sol, cuando se encuentra a su distancia media, tiene un valor de 8´´·802. Si empleamos el mejor valor para el radio ecuatorial de la Tierra, obtenemos 92.870.000 millas como la distancia media entre el centro del Sol y el centro de la Tierra. Probablemente esta sea la determinación más precisa del tamaño del sistema solar que se haya hecho hasta ahora.

CAPÍTULO XII.
JÚPITER.
El gran tamaño de Júpiter: comparación de su diámetro con el de la Tierra—
Dimensiones del planeta y su órbita—Su rotación—Comparación de su peso y volumen con los de la Tierra—La relativa ligereza de Júpiter—Cómo se explica—
Júpiter probablemente aún en estado caliente—Las bandas en Júpiter—Manchas en su superficie—Tiempo de rotación diferente para las distintas manchas—Tormentas en Júpiter—Júpiter no es incandescente—Los satélites—Su descubrimiento—Apariencia bajo el telescopio—Sus órbitas—Eclipses y ocultaciones—Un satélite en tránsito—La velocidad de la luz descubierta—¿Cómo se puede medir experimentalmente esta velocidad?—Determinación de la distancia del Sol mediante los eclipses de los satélites de Júpiter—Los satélites de Júpiter que demuestran el sistema copernicano.

En nuestra exploración de la hermosa serie de cuerpos que forman el sistema solar, hemos avanzado paso a paso desde el Sol. Siguiendo este método, hemos llegado ahora al espléndido planeta Júpiter, que recorre su majestuosa trayectoria justo fuera de las órbitas de los planetas menores que acabamos de considerar. Realmente grande es el contraste entre estas diminutas esferas y la enorme esfera de Júpiter. Si hubiéramos adoptado un método de tratamiento algo diferente—si, por ejemplo, hubiéramos analizado los diversos cuerpos de nuestro sistema planetario según su magnitud—entonces los planetas menores habrían sido los últimos en ser considerados, mientras que el líder de este grupo sería Júpiter. A esta posición, Júpiter tiene derecho sin competencia alguna. El siguiente en importancia, el hermoso e interesante Saturno, está muy por detrás. Es necesario hacer otro gran descenso en la escala de magnitudes antes de llegar a Urano y Neptuno; además, se debe dar otro paso más hacia abajo para llegar al grupo de planetas más pequeños que incluye a nuestra Tierra. Júpiter sobresale de tal manera sobre los demás que, incluso si a Saturno se le sumaran todas las demás esferas de nuestro sistema, la masa resultante seguiría siendo inferior a la del gran planeta Júpiter.

La imagen adjunta (Fig. 56) muestra las dimensiones relativas de Júpiter y la Tierra, y transmite a la vista una impresión más vívida del enorme tamaño de Júpiter que la que podemos obtener simplemente considerando los datos numéricos mediante los cuales se puede estimar con precisión su volumen. Sin embargo, como será necesario presentar estos datos numéricos a nuestros lectores, lo hacemos al comienzo de este capítulo.

Júpiter orbita en torno al Sol siguiendo una órbita elíptica, a una distancia media de 483,000,000 millas. Por lo tanto, el diámetro de la órbita de Júpiter es aproximadamente 5,2 veces mayor que el de la órbita terrestre. La forma de la órbita de Júpiter se desvía considerablemente de un círculo: la distancia máxima al Sol es de 5,45 unidades, mientras que la distancia mínima es de unos 4,95 unidades; se toma como unidad la distancia de la Tierra al Sol. Incluso en las circunstancias más favorables para observar a Júpiter en oposición, sigue estando a unas cuatro veces más distancia de la Tierra que la Tierra lo está del Sol. Este gran planeta también ilustra la ley según la cual, cuanto más lejano está un planeta, más lenta es la velocidad con la que realiza su movimiento orbital. Mientras la Tierra recorre 18 millas por segundo, Júpiter solo recorre 8 millas. Por estas dos razones, el tiempo que tarda un planeta exterior en completar una revolución es mayor que el período de la Tierra. No solo eso…

planeta para completar un curso más largo que la Tierra, pero su velocidad es menor; así ocurre que Júpiter necesita 4.332,6 días, o unos cincuenta días menos que doce años, para dar una vuelta completa alrededor del cielo.

El diámetro medio de este gran planeta es de unos 87.000 millas. Decimos “diámetro medio” porque existe una diferencia notable en el caso de Júpiter entre su diámetro ecuatorial y su diámetro polar. Ya hemos visto que existe una diferencia similar en el caso de la Tierra, donde el diámetro polar es más corto que el ecuatorial; pero la desigualdad entre estas dos dimensiones es mucho mayor en Júpiter que en la Tierra. El diámetro ecuatorial de Júpiter es de 89.600 millas, mientras que el polar no supera las 84.400 millas. La elipticidad de Júpiter, indicada por estas cifras, es lo suficientemente marcada como para ser evidente sin necesidad de mediciones precisas. Alrededor de su diámetro más corto, el planeta gira a una velocidad que debe considerarse enorme si tenemos en cuenta el tamaño del planeta. Cada rotación se completa en aproximadamente 9 horas y 55 minutos.

Naturalmente, podemos comparar el período de rotación de Júpiter con la rotación mucho más lenta de nuestra Tierra, que dura veinticuatro horas. La diferencia se vuelve aún más notable si consideramos las velocidades relativas a las que se mueve un objeto en el ecuador de la Tierra y en el de Júpiter. Dado que el diámetro de Júpiter es casi once veces mayor que el de la Tierra, se deduce que la velocidad en el ecuador de Júpiter debe ser unas veintisiete veces mayor que la de la Tierra. Sin duda, a esta alta velocidad de rotación debemos atribuir la extraordinaria elipticidad de Júpiter; la rápida rotación genera una gran fuerza centrífuga, la cual hace que los materiales flexibles de los que parece estar formado se abulten.

Por lo que podemos ver, Júpiter no es un cuerpo sólido. Esta es una circunstancia importante; por lo tanto, será necesario tratar este tema con algo más de detalle, ya que aquí observamos una gran diferencia entre este gran planeta y los demás planetas que han ocupado nuestra atención anteriormente. A partir de las mediciones ya proporcionadas, es fácil calcular el volumen de Júpiter. Se descubrirá que este planeta tiene un volumen aproximadamente 1.300 veces mayor que…

tan grande como la Tierra; en otras palabras, se necesitarían 1.300 esferas, cada una del tamaño de nuestra Tierra, todas unidas, para formar una sola esfera del tamaño de Júpiter.

Si los materiales que componen a Júpiter tuvieran una naturaleza análoga a la de los materiales de la Tierra, podríamos esperar que el peso del planeta superara al de la Tierra en una proporción similar a la de sus volúmenes. Este es el problema que ahora se propone resolver. De inmediato surge la pregunta: ¿cómo podemos determinar el peso de Júpiter? Ni siquiera es fácil pesar la Tierra sobre la cual estamos parados. Entonces, ¿cómo podemos pesar un planeta enorme, mucho más grande que la Tierra y distante de nosotros por cientos de millones de millas? Realmente, este es un problema audaz. Sin embargo, los recursos intelectuales del ser humano han resultado suficientes para lograr esta hazaña de ingeniería celeste. Es cierto que en realidad no son capaces de fabricar las pesas enormes con las que se podría medir el peso del gran planeta, pero sí pueden utilizar ciertos fenómenos naturales que proporcionan la información necesaria.

Estas investigaciones se basan en el principio de la gravedad universal. La masa de Júpiter atrae a otras masas del sistema solar. La eficacia de esa atracción se observa especialmente en los cuerpos que se encuentran cerca del planeta. Gracias a esta atracción, esos cuerpos realizan ciertos movimientos. Podemos observar su naturaleza con nuestros telescopios, podemos determinar su magnitud y, a partir de nuestras mediciones, podemos calcular la masa del cuerpo que ha provocado esos movimientos. Este es el único método que poseemos para investigar las masas de los planetas; y aunque puede ser difícil de aplicar, no solo debido a las observaciones requeridas, sino también a la complejidad y profundidad de los cálculos que deben realizarse a partir de esas observaciones, al menos en el caso de Júpiter no hay incertidumbre en el resultado.

La tarea se simplifica considerablemente en el caso del planeta más grande de nuestro sistema gracias al hermoso sistema de lunas que lo acompañan. Estas pequeñas lunas giran bajo la influencia de Júpiter, y sus movimientos son

No deben verse afectados de ninguna otra manera que impida su uso para nuestro propósito actual. Es a partir de las observaciones de los satélites de Júpiter que podemos medir su fuerza de atracción y, así, calcular la masa de este poderoso planeta.

Para aquellos que no están especialmente familiarizados con los principios de la mecánica, puede parecer difícil comprender el grado de precisión al que es capaz de llegar este método. Sin embargo, no hay duda de que sus lunas nos informan sobre la masa de Júpiter, y no dejan un margen de imprecisión tan grande como una centésima parte del valor total. Si se necesita otra confirmación, esta está disponible en abundancia. Un planeta menor se acerca ocasionalmente a la órbita de Júpiter y experimenta su atracción; el planeta se ve obligado a desviarse de su trayectoria, y se puede medir la magnitud de esa desviación. A partir de esa medición, se puede calcular la masa de Júpiter mediante cálculos que sería imposible explicar aquí. La masa de Júpiter, determinada por este método, coincide con la masa obtenida de una forma completamente diferente, a través de los satélites.

Tampoco hemos agotado aún los recursos de la astronomía en relación con esta cuestión. Podemos dejar de lado el sistema planetario e invocar la ayuda de un cometa que, al atravesar las órbitas de los planetas, experimenta ocasionalmente perturbaciones grandes e incluso enormes. Por ahora, basta señalar que en una o dos ocasiones ha ocurrido que cometas audaces se han acercado lo suficiente a Júpiter como para ser gravemente afectados por su atracción, y luego han revelado, a través de sus movimientos alterados, la magnitud de la masa que los ha afectado. Los satélites de Júpiter, los planetas menores y los cometas, todos indican el peso de este planeta gigante; y, dado que todos coinciden en el resultado (al menos dentro de límites extremadamente estrechos), no podemos dudar en concluir que la masa del planeta más grande de nuestro sistema ha sido determinada con precisión.

Ahora deben exponerse los resultados de estas mediciones. Estos muestran, por supuesto, que Júpiter es muy inferior al sol: de hecho, harían falta unos 1.047 Júpiteres, todos juntos, para formar un cuerpo del mismo peso que el sol.

El sol. También nos muestran que se necesitarían 316 esferas tan pesadas como nuestra Tierra para contrarrestar el peso de Júpiter.

Sin duda, esto demuestra que Júpiter es un cuerpo de proporciones magníficas; pero lo notable no es que Júpiter sea 316 veces más pesado que la Tierra, sino que no sea mucho más pesado. ¿No hemos dicho que Júpiter es 1.300 veces más grande que la Tierra? Entonces, ¿cómo es posible que sea solo 316 veces más pesado? Esto apunta de inmediato a algún contraste fundamental entre la constitución de Júpiter y la de la Tierra. ¿Cómo podemos explicar esta diferencia? Podemos concebir dos explicaciones. En primer lugar, podría suponerse que Júpiter está compuesto por materiales parcial o totalmente desconocidos en la Tierra. Sin embargo, existe una suposición alternativa, tanto más filosófica como más coherente con las pruebas. Es cierto que sabemos poco o nada sobre cuáles pueden ser las sustancias elementales en Júpiter, pero uno de los grandes descubrimientos de la astronomía moderna nos ha enseñado algo sobre los cuerpos elementales presentes en otros cuerpos del universo, y ha demostrado que, en gran medida, son idénticos a los cuerpos elementales de la Tierra. Si Júpiter está compuesto por cuerpos similares a los de la Tierra, hay una forma, y solo una, en la que podemos explicar la disparidad entre su tamaño y su masa. Quizás la mejor manera de exponer este argumento sea echar un vistazo a la remota historia de la propia Tierra, ya que no parece imposible que la condición actual de Júpiter estuviera ya prefigurada por la condición de nuestra Tierra hace incontables eras.

En un capítulo anterior tuvimos ocasión de señalar cómo parecía que la Tierra se estaba enfriando a partir de una condición anterior y sumamente caliente. Cuanto más retrocedemos en el tiempo, más caliente parece haber sido nuestro planeta; y si proyectamos nuestra mirada hacia una época lo suficientemente remota, vemos que debió haber estado tan caliente que la vida en su superficie habría sido imposible. Aún antes, el calor era tal que el agua no podía permanecer sobre la Tierra; y por lo tanto, parece probable que en alguna época increíblemente remota todos los océanos que ahora se encuentran en las profundidades, así como quizás una parte considerable de su corteza actualmente sólida, debieron haber estado en un estado de

vapor. Tal transformación del globo no alteraría su masa, ya que los materiales pesan lo mismo sea cual sea su condición en cuanto a temperatura, pero sí cambiaría el tamaño de nuestro globo en una medida muy considerable. Si estos océanos se transformaran en vapor, entonces la atmósfera, cargada de nubes enormes, tendría un volumen cientos de veces mayor que el que tiene actualmente. Vista desde un planeta distante, la atmósfera llena de nubes indicaría el tamaño visible de nuestro globo, y su densidad media parecería ser mucho menor que la actual.

De estas consideraciones resultará evidente que la discrepancia entre el tamaño y el peso de Júpiter, en comparación con nuestra Tierra, desaparecería por completo si supusiéramos que Júpiter es hoy en día un cuerpo altamente calentado, en las mismas condiciones que nuestra Tierra hace incontables eras. Cada circunstancia del caso tiende a justificar este argumento. Hemos atribuido la pequeñez de la Luna como razón por la cual esta se ha enfriado lo suficiente como para que sus volcanes hayan dejado de estar activos. De la misma manera, la pequeñez de la Tierra, en comparación con Júpiter, explica por qué Júpiter aún conserva una gran parte de su calor original, mientras que la Tierra, siendo más pequeña, ya ha disipado la mayor parte de su calor. Este argumento se ilustra y se refuerza cuando introducimos otros planetas en la comparación. Como regla general, observamos que los cuerpos más pequeños, como la Tierra y Marte, tienen una alta densidad, lo que indica una baja temperatura, mientras que los planetas gigantes, como Júpiter y Saturno, tienen una baja densidad, lo que sugiere que aún conservan una gran parte de su calor original. Decimos “calor original” quizás por falta de una expresión más precisa; sin embargo, esto indica que en modo alguno nos referimos al calor solar, del cual, de hecho, los grandes planetas exteriores reciben mucho menos que aquellos que están más cerca del Sol. De dónde pudo provenir ese calor original sigue siendo un tema reservado a la especulación.

Una justificación completa de estas opiniones respecto a Júpiter se encuentra cuando realizamos un examen detallado de su superficie mediante telescopio; y, afortunadamente, el tamaño del planeta es tan grande que, incluso a

A una distancia de millones de millas, mayor que la cantidad de días que hay en un año, todavía podemos observar en su superficie algunas características importantes.

La lámina XI muestra una serie de cuatro vistas diferentes de Júpiter. Estas fueron tomadas de una serie de dibujos admirables del gran planeta realizados por el señor Griffiths en 1897. La primera imagen muestra el aspecto del planeta a las 10:20, hora de Greenwich, el 17 de febrero de 1897, a través de un potente telescopio refractor. Inmediatamente se puede observar en este dibujo que el contorno de Júpiter es claramente elíptico. La superficie del planeta suele presentar la notable serie de bandas que aquí se representan; estas están casi paralelas entre sí y al ecuador del planeta.

Cuando se observa a Júpiter durante varias horas, el aspecto de estas bandas experimenta ciertos cambios. Estos se deben en parte a la rotación regular del planeta sobre su eje; en un período de menos de cinco horas, ese hemisferio que vimos al principio desaparece por completo y es reemplazado por el hemisferio que originalmente estaba en el otro lado. Pero además de estos cambios, las bandas y otras características del planeta también son muy variables. A veces aparecen nuevas rayas o marcas, y otras desaparecen; de hecho, un examen detallado de Júpiter demuestra el sorprendente hecho de que no existen características permanentes que puedan ser discernidas. Aquí nos llama inmediatamente la atención el contraste entre Júpiter y Marte: en el planeta más pequeño, los principales contornos topográficos son casi inmutables, y ha sido posible elaborar mapas de su superficie con un nivel de detalle razonablemente preciso; sin embargo, un mapa de Júpiter es imposible de crear: el dibujo que hagamos esta noche será diferente del dibujo del mismo hemisferio realizado unas semanas después.

No obstante, cabe señalar que ocasionalmente aparecen en el planeta objetos que parecen tener un carácter más persistente que las bandas. Podemos mencionar especialmente al objeto conocido como la Gran Mancha Roja alargada, que ha sido una característica muy notable en el hemisferio sur de Júpiter desde 1878. Este objeto, que ha atraído mucha atención de los observadores, mide aproximadamente 30,000 millas de largo por unas 7,000 de ancho.

El profesor Barnard señala que cuanto más antiguas son las manchas de Júpiter, más rojizas tienden a volverse.

Se impone inevitablemente la conclusión de que, cuando observamos la superficie de Júpiter, no estamos mirando un cuerpo sólido. La falta de permanencia en las características del planeta sería comprensible si lo que vemos fuera simplemente una atmósfera cargada de nubes de densidad impenetrable. Los cinturones, en particular, respaldan esta visión; nos recuerdan de inmediato a las zonas ecuatoriales de nuestra propia Tierra, y no es nada improbable que un observador lo suficientemente lejos de la Tierra como para obtener una visión precisa de su apariencia detectara en su superficie cinturones de nubes más o menos perfectos, similares a los de Júpiter. La vista de nuestra Tierra sería, por así decirlo, intermedia entre la vista de Júpiter y la de Marte. En este último caso, la aparición de las características permanentes del planeta solo está ligeramente oscurecida por nubes que flotan sobre su superficie. Nuestra Tierra siempre estaría parcialmente, y quizás a menudo en gran medida, cubierta de nubes, mientras que Júpiter parece estar completamente envuelto en todo momento.

A partir de otra clase de observaciones también aprendemos la importante verdad de que Júpiter no es, al menos en su superficie, un cuerpo sólido. El período de rotación del planeta alrededor de su eje se obtiene mediante la observación de ciertas marcas, que presentan suficiente definición y permanencia como para ser adecuadas para este propósito. Supongamos que una de estas marcas se encuentra en el centro del disco del planeta; se mide cuidadosamente su posición y se registra el tiempo. A medida que pasan las horas, la marca se desplaza hacia el borde del disco, luego al otro lado del planeta, y vuelve de nuevo al disco visible. Cuando regresa a la posición original, se vuelve a medir el tiempo, y el intervalo transcurrido se denomina período de rotación de esa marca.

Si Júpiter fuera sólido, y si estas características estuvieran grabadas en su superficie, entonces estaría claro que el tiempo de rotación determinado por cualquier marca debería coincidir exactamente con el tiempo indicado por cualquier otra marca; pero no se observa que sea así. De hecho, sería más acertado decir que cada marca tiene su propio período de rotación. Tampoco las diferencias…

Muy poco. Se ha descubierto que el tiempo que tarda en rotar la mancha roja (cuya latitud es de unos 25° al sur) es cinco minutos más largo que el necesario para algunas marcas blancas especiales cercanas al ecuador. La mancha roja ha sido observada durante unos veinte años, y durante la mayor parte de ese tiempo ha mostrado una tendencia a rotar cada vez más lentamente, como se puede ver en los siguientes valores de su período de rotación:—

En 1879, 9 h. 55 m. 33,9 s.
En 1886, 9 h. 55 m. 40,6 s.
En 1891, 9 h. 55 m. 41,7 s.

Desde 1891, esta tendencia parece haber cesado, mientras que la mancha ha ido desvaneciéndose gradualmente. En general, podemos decir que las regiones ecuatoriales rotan en unos 9 h. 50 m. 20 s., y las zonas templadas en unos 9 h. 55 m. 40 s. De vez en cuando se encuentran excepciones notables. Algunas pequeñas manchas negras en latitud norte 22°, que aparecieron en 1880 y nuevamente en 1891, rotaban en un período de 9 h. 48 m. a 9 h. 49-1/2 m. Por lo tanto, se puede considerar seguro que el globo de Júpiter, en la medida en que podemos verlo, no es un cuerpo sólido. Consiste, al menos en su superficie exterior, en nubes y masas vaporosas, que parecen estar agitadas por tormentas de extrema intensidad, si juzgamos por los cambios constantes en la superficie del planeta.

PLACA XI.
2 de feb. 4 de feb.
12 de feb. 28 de feb.
EL PLANETA JÚPITER.
1897.

Fig. 57.—La ocultación de Júpiter (1).

Fig. 58.—La ocultación de Júpiter (2).

Fig. 59.—La ocultación de Júpiter (3).

Fig. 60.—La ocultación de Júpiter (4).
Se han obtenido diversas fotografías de Júpiter; aquellas tomadas en el Observatorio Lick son especialmente interesantes e instructivas. Las imágenes del planeta obtenidas con la cámara en circunstancias notables se muestran en las figuras 57–60, tomadas por el profesor Wm. H. Pickering en Arequipa, Perú, el 12 de agosto de 1892.
[21] El pequeño objeto con los anillos es el planeta Júpiter. El gran disco que avanza (del cual solo se puede mostrar una pequeña parte) es la luna. El fenómeno ilustrado se denomina “ocultación” del planeta. En la figura 59, el planeta se encuentra a mitad de camino detrás de la luna, mientras que en la figura 60, la mitad del planeta sigue oculta por el borde oscuro de la luna.

Es bien sabido que las tormentas que agitan la atmósfera que rodea la Tierra se deben, en última instancia, al calor del sol. Son los rayos de este gran astro los que, al impactar sobre los vastos continentes,

calienta el aire en contacto con él. Este aire calentado se vuelve más ligero y asciende, mientras que el aire que debe ocupar su lugar fluye a lo largo de la superficie. Las corrientes así producidas forman una brisa o un viento; mientras que, en circunstancias excepcionales, tenemos los fenómenos de ciclones e huracanes, todos originados por el calor del sol. ¿Necesitamos añadir que las lluvias, que tan a menudo acompañan a las tormentas, también han surgido de los rayos solares, los cuales han destilado de la vasta extensión del océano la humedad con la que se renueva la tierra?

Las tormentas en Júpiter parecen ser enormemente mayores que las de la Tierra. Sin embargo, la intensidad del calor del sol en Júpiter es solo una fracción mínima —de hecho, menos de la vigésima quinta parte— de la que recibe la Tierra. Es increíble que la fuerza motriz de las terribles tempestades en este gran planeta pueda deberse en su totalidad, o incluso en gran medida, a la débil influencia del calor solar. Por lo tanto, nos vemos llevados a buscar alguna otra fuente de tales perturbaciones. Qué es esa fuente se volverá evidente cuando admitamos que Júpiter aún conserva una gran proporción de calor interno primitivo. Así como el propio sol está perturbado por violentas tormentas como acompañamiento de su intenso calor interno, de igual manera, aunque en menor grado, observamos los mismos fenómenos en Júpiter. También se puede observar que las manchas en el sol suelen encontrarse en zonas más o menos regulares, paralelas a su ecuador; su disposición, en este sentido, no es muy diferente a la de los cinturones en Júpiter.

Dado que se admite que el poderoso planeta aún conserva algo de su calor interno, queda la pregunta de cuánto. Es, por supuesto, obvio que el calor del planeta es insignificante en comparación con el calor del sol. El brillo de Júpiter, que lo convierte en un objeto de tanta belleza en nuestro cielo nocturno, proviene de la misma gran fuente que ilumina la Tierra, la Luna u otros planetas. De hecho, Júpiter brilla por la luz solar reflejada, y no en virtud de cualquier luz intrínseca en su esfera. Una hermosa prueba de esta verdad es conocida por todo aquel que utiliza un telescopio. Los pequeños satélites del planeta a veces se interponen entre él y el sol, proyectando una sombra sobre Júpiter. La sombra es negra, o, al menos, parece negra, en comparación con la brillante superficie circundante del planeta. Debe,

Por lo tanto, es evidente que Júpiter debe su brillo al Sol. Los satélites ofrecen otra prueba interesante de esta verdad. Uno de estos cuerpos entra a veces en la sombra de Júpiter y, ¡he aquí!, el pequeño cuerpo desaparece. Esto ocurre porque Júpiter interrumpe el suministro de luz solar que anteriormente hacía visible al satélite. Pero el planeta no puede ofrecer al satélite ninguna luz como compensación por la luz solar que ha interceptado.[22]

No obstante, ya se ha demostrado suficiente para permitirnos emitir un juicio sobre si el globo de Júpiter puede ser habitado por criaturas vivas similares a las de esta Tierra. Obviamente, esto no es posible. El calor interno y las terribles tormentas parecen impedir la posibilidad de vida orgánica en este gran planeta, incluso sin otros argumentos que conduzcan a la misma conclusión. Sin embargo, se podría argumentar, quizás con cierta plausibilidad, que en un futuro lejano Júpiter podría convertirse en un lugar adecuado para la vida orgánica. Seguramente llegará el momento en que el calor interno disminuya y las nubes se condensen gradualmente formando océanos. Entonces podrían aparecer tierras secas en su superficie, y Júpiter se volvería habitable.

A partir de este breve resumen del propio planeta, pasamos ahora al interesante y hermoso sistema de cinco satélites que acompañan a Júpiter. De hecho, ya hemos considerado necesario hacer alusión más de una vez a estos pequeños cuerpos, pero no en la medida que interfiriera con el tratamiento más detallado que ahora recibirán.

El descubrimiento de los cuatro satélites principales puede considerarse como una época importante en la historia de la astronomía. Se trata de objetos situados de manera notable en la frontera que separa aquellos que son visibles a simple vista de aquellos que requieren ayuda de telescopio. Se ha afirmado con frecuencia que estos objetos han sido vistos a simple vista; pero, sin entrar en controversias al respecto, basta mencionar el hecho bien conocido de que, aunque Júpiter era un objeto familiar durante incontables siglos, los ojos más agudos bajo los cielos más claros nunca…

Se descubrieron los satélites hasta que Galileo dirigió el telescopio recién inventado hacia ellos. Este tubo era sin duda un instrumento muy débil, pero muy poca potencia es suficiente para mostrar objetos tan cerca del límite de la visibilidad.

Fig. 61.—Júpiter y sus cuatro satélites vistos a través de un telescopio de baja potencia.

La vista del planeta y su elaborado sistema de satélites, tal como se observa con un telescopio de potencia moderada, está representada en la Fig. 61. Aquí vemos el gran globo, y casi en línea que atraviesa su centro se encuentran cuatro pequeños objetos: tres en un lado y uno en el otro. Estos pequeños cuerpos se asemejan a estrellas, pero se pueden distinguir de ellas por sus movimientos constantes alrededor del planeta, los cuales nunca dejan de acompañarlo durante todo su recorrido por los cielos. No hay espectáculo más agradable para el estudiante que seguir con su telescopio los movimientos de este hermoso sistema.

Fig. 62.—Desapariciones de los satélites de Júpiter.
En la Fig. 62 hemos representado algunos de los diversos fenómenos que presentan los satélites. La larga sombra negra es la producida por la interposición de Júpiter en el camino de los rayos solares. Debido a la gran distancia del sol, esta sombra se extenderá, en forma de un cono muy alargado, hasta una distancia mucho mayor que la órbita del satélite más exterior. El segundo satélite está sumergido en esta sombra y, por lo tanto, eclipsado. El eclipse de un satélite no debe atribuirse a la intervención del cuerpo de Júpiter entre el satélite y la Tierra. Tal fenómeno se denomina ocultación, y el tercer satélite se muestra en esta condición. El segundo y el tercer satélite son, pues, igualmente invisibles, pero la causa de su invisibilidad es completamente diferente en los dos casos. El eclipse es el fenómeno mucho más llamativo de los dos, porque el satélite, en el momento en que se sumerge en la oscuridad, puede estar aún a cierta distancia aparente del borde del planeta, y por lo tanto se puede ver hasta el momento del eclipse. En una ocultación, el satélite, al pasar detrás del planeta, en el momento de su desaparición se encuentra cerca del brillante borde del planeta, y la extinción de la luz proveniente de este pequeño cuerpo no puede observarse con la misma intensidad que en el caso de un eclipse.

Un satélite también adopta otra situación notable cuando transita sobre la superficie del planeta. El propio satélite no siempre es fácil de ver en tales circunstancias, pero la hermosa sombra que proyecta forma una mancha negra nítida sobre la brillante esfera: de hecho, el satélite proyectará con frecuencia una sombra visible cuando pase entre el planeta y el sol, incluso aunque en ese momento no se encuentre realmente frente al planeta, tal como se ve desde la Tierra.

Los períodos en los que las cuatro lunas principales de Júpiter giran alrededor de su planeta son, respectivamente: 1 día 18 horas 27 minutos 34 segundos para la primera; 3 días 13 horas 13 minutos 42 segundos para la segunda; 7 días 3 horas 42 minutos 33 segundos para la tercera; y 16 días 16 horas 32 minutos 11 segundos para la cuarta. Así, observamos que los períodos de rotación de los satélites de Júpiter son claramente más cortos que aquellos…

de nuestra luna. Incluso el satélite más alejado del gran planeta necesita, para cada revolución, menos de dos tercios de un mes lunar ordinario. El más interno de estos cuerpos, al rotar en menos de dos días, presenta una serie sorprendente de cambios constantes y rápidos, y se produce un eclipse durante cada revolución. La distancia desde el centro de Júpiter hasta la órbita del más interno de estos cuatro satélites es de un cuarto de millón de millas, mientras que el radio del más externo es de poco más de un millón de millas. El segundo de los satélites, contando desde el planeta hacia afuera, tiene casi el mismo tamaño que nuestra luna; los otros tres cuerpos son más grandes; el tercero es el más grande de todos (con un diámetro de unos 3.560 millas). Debido a lo diminutos que son los satélites vistos desde la Tierra, es extremadamente difícil percibir cualquier marca en sus superficies, pero las pocas observaciones realizadas parecen indicar que los satélites (al igual que nuestra luna) siempre orientan la misma cara hacia su planeta principal. El profesor Barnard, con el gran refractor de Lick, observó un cinturón ecuatorial blanco en el primer satélite, mientras que sus polos eran muy oscuros. El señor Douglass, al observar con el gran refractor del señor Lowell, también informó sobre ciertas marcas en forma de rayas en el tercer satélite.

Un descubrimiento astronómico muy interesante fue el realizado por el profesor E.E. Barnard en 1892. Él detectó, con el refractor de 36 pulgadas de Lick, un quinto satélite de Júpiter extremadamente pequeño, a una distancia de 112.400 millas, y que completaba una revolución en un período de 11 horas, 57 minutos y 22,6 segundos. Solo puede ser visto con los telescopios más potentes.

Los eclipses de los satélites de Júpiter se habían observado durante muchos años, y se habían registrado los momentos en que ocurrían. Finalmente se percibió que existía cierto orden entre los eclipses de estos cuerpos, al igual que entre todos los demás fenómenos astronómicos. Una vez que se comprendieron las leyes según las cuales se producían los eclipses, surgió como consecuencia natural la posibilidad de predecir el momento en que ocurrirían en el futuro. Se hicieron entonces predicciones, y se comprobó que estaban aproximadamente correctas. Posteriormente se perfeccionaron aún más los cálculos, con el objetivo de predecir los momentos con mayor precisión. Pero cuando llegó el momento de determinar el instante exacto en que debía producirse el eclipse…

Ocurrió que las expectativas no se cumplieron siempre. A veces, el eclipse tenía lugar cinco o diez minutos antes de lo previsto. Otras veces, ocurría cinco o diez minutos después. Las discrepancias de este tipo siempre requieren atención. De hecho, es mediante el uso adecuado de ellas como a menudo se realizan los descubrimientos, y uno de los ejemplos más interesantes es el que tenemos ahora ante nosotros.

La irregularidad en la ocurrencia de los eclipses fue finalmente percibida como si siguiera ciertas reglas. Se observó que cuando la Tierra estaba cerca de Júpiter, el eclipse generalmente ocurría antes del tiempo previsto; mientras que cuando la Tierra se encontraba en el lado de su órbita alejado de Júpiter, el eclipse ocurría después del tiempo previsto. Una vez comprobado esto, el gran descubrimiento fue realizado rápidamente por Roemer, un astrónomo danés, en 1675.

Cuando el satélite entra en la sombra, su luz disminuye gradualmente hasta desaparecer. Es el último rayo de luz proveniente del satélite eclipsado el que indica el momento del eclipse; pero ese rayo de luz debe viajar desde el satélite hasta la Tierra e ingresar en nuestro telescopio antes de que podamos registrar su ocurrencia. Anteriormente se creía que la luz viajaba instantáneamente, por lo que se suponía que el momento en que ocurría el eclipse era el mismo en que se veía en el telescopio. Ahora se ha comprendido que esto es incorrecto. Se descubrió que la luz tarda en viajar. Cuando la Tierra estaba relativamente cerca de Júpiter, la luz recorría una distancia corta, la información sobre el eclipse llegaba rápidamente y el eclipse se veía antes de lo que indicaban los cálculos. Cuando la Tierra ocupaba una posición lejos de Júpiter, la luz tenía que recorrer una distancia mayor y tardaba más tiempo del promedio, por lo que el eclipse ocurría más tarde de lo previsto. Esta sencilla explicación eliminó la dificultad que presentaban las predicciones de los eclipses de los satélites. Pero el descubrimiento tuvo una importancia mucho mayor. Aprendimos de él que la luz tiene una velocidad medible, que, según investigaciones recientes, asciende a 186,300 millas por segundo.

Uno de los intentos más célebres para determinar la distancia al Sol proviene de una combinación de experimentos sobre la velocidad de la luz con mediciones astronómicas. Este es un método de considerable refinamiento e interés, y aunque no cumple todas las condiciones necesarias…

Para que sea perfectamente satisfactorio, es imposible evitar hacer alguna referencia a él aquí. A pesar de que la velocidad de la luz es tan enorme, se ha logrado medirla mediante pruebas reales. Se trata de una de las investigaciones experimentales más delicadas que se hayan llevado a cabo jamás. Si ya es difícil medir la velocidad de una bala de rifle, ¿qué diremos de la velocidad de un rayo de luz, que es casi un millón de veces mayor? ¿Cómo podemos diseñar un aparato lo suficientemente preciso como para determinar la velocidad con la que el rayo podría rodear la Tierra en el ecuador al menos siete veces en un solo segundo? Los dispositivos habituales para la medición son inútiles en este caso; tenemos que idear un instrumento de carácter completamente diferente.

En el intento por descubrir la velocidad de un cuerpo en movimiento, primero marcamos una cierta distancia y luego medimos el tiempo que el cuerpo necesita para recorrerla. Determinamos la velocidad de un tren ferroviario por el tiempo que tarda en pasar de un hito a otro. Conocemos la velocidad de una bala de rifle gracias a un ingenioso dispositivo basado en el mismo principio. Cuanto mayor es la velocidad, más deseable es que la distancia recorrida durante el experimento sea lo más grande posible. Al tratar de medir la velocidad de la luz, elegimos, por tanto, como distancia a medir la longitud más grande que sea conveniente. Sin embargo, es necesario que los dos extremos de la línea sean visibles desde cada uno de ellos. Una colina a una o dos millas de distancia puede servir como lugar adecuado para la estación distante, y la distancia entre el punto seleccionado en la colina y el observador debe medirse con precisión.

El problema ahora está claramente planteado: se debe enviar un rayo de luz desde el observador hasta la estación distante, y se debe medir el tiempo que ese rayo tarda en realizar el viaje. Podemos suponer que el observador, mediante un dispositivo adecuado, ha colocado una linterna de la cual emana un delgado rayo de luz. Supongamos que este rayo viaja hasta la estación distante y allí incide sobre la superficie de un espejo reflectante. Inmediatamente será desviado por reflexión hacia una nueva dirección, dependiendo de la inclinación del espejo. Mediante un ajuste adecuado, este último puede colocarse de tal manera que la luz incida perpendicularmente sobre él; en ese caso, el rayo, por supuesto, regresará por el mismo camino.

la dirección por la que vino. Deje que el espejo se mantenga fijo en esta posición durante todo el transcurso de los experimentos. De ello se deduce que un rayo de luz que parte de la linterna regresará a ella después de haber realizado el viaje hasta la estación distante y volver de nuevo. Imagine, entonces, una pequeña persiana colocada delante de la linterna. Abrimos la persiana, el rayo se dirige hacia el reflector lejano y vuelve a través de la abertura. Pero ahora, después de haber permitido que el rayo pase por la persiana, supongamos que intentamos cerrarla antes de que el rayo tenga tiempo de regresar. ¿Qué dedos podrían ser lo suficientemente ágiles para hacer esto? Incluso si la estación distante estuviera a diez millas de distancia, de modo que la luz tuviera que recorrer diez millas para llegar al espejo y otras diez para volver, todo el recorrido se completaría en aproximadamente una novena parte de segundo: un período tan breve que, incluso si fuera mil veces más largo, apenas permitiría a la destreza manual cerrar la abertura. Sin embargo, se puede construir una persiana lo suficientemente delicada para este propósito.

El principio de este hermoso método será suficientemente evidente a partir del diagrama de esta página (Fig. 63), tomado de “Astronomía Popular” de Newcomb. La figura muestra la linterna y al observador, así como una gran rueda con dientes salientes. Cada diente, a medida que gira, oscurece el haz de luz que emana de la linterna, así como el ojo, que naturalmente está dirigido hacia el espejo en la estación distante. En la posición de la rueda que aquí se muestra, el rayo proveniente de la linterna pasará al espejo y volverá, de modo que sea visible para el ojo; pero si la rueda gira, puede ocurrir que el haz, después de salir de la linterna, no tenga tiempo de regresar antes de que el siguiente diente de la rueda se coloque delante del ojo y lo bloquee. Si la rueda gira aún más rápido, el siguiente diente podría haber pasado ya delante del ojo, de modo que el rayo vuelva a ser visible. Se puede medir la velocidad a la que gira la rueda. De este modo podemos determinar el tiempo que tarda uno de los dientes en pasar delante del ojo; así obtenemos una medida del tiempo que tarda el rayo de luz en el viaje de ida y vuelta, y por lo tanto una medida de la velocidad de la luz.

Así pues, parece que podemos determinar la velocidad de la luz ya sea mediante la observación de los satélites de Júpiter o por medio de experimentos. Si adoptamos el último método, entonces tenemos derecho a deducir consecuencias astronómicas notables. De hecho, podemos emplear este método para resolver ese gran problema del que se habla con tanta frecuencia: la distancia desde la Tierra hasta el Sol; aunque no puede competir en precisión con algunos de los otros métodos.

Las dimensiones del sistema solar son tan considerables que un rayo de sol necesita un intervalo de tiempo apreciable para cruzar el abismo que separa la Tierra del Sol. Ocho minutos es aproximadamente la duración de ese viaje, de modo que en todo momento vemos al Sol tal como aparecía ocho minutos antes para un observador situado en sus inmediaciones. De hecho, si el Sol fuera oscurecido de repente, seguiría viéndose brillantemente durante ocho minutos después de haber desaparecido realmente. Podemos determinar este período a partir de las eclipses de los satélites de Júpiter.

Mientras el satélite brilla, irradia un haz de luz a través del vasto espacio que hay entre Júpiter y la Tierra. Cuando comienza el eclipse, la pequeña esfera ya no es luminosa, pero aún así existe un largo haz de luz en su camino, y hasta que todo esto llegue a nuestros telescopios, seguimos viendo al satélite brillando como antes. Si pudiéramos calcular el momento en que realmente tiene lugar el eclipse, y si pudiéramos observar el momento en que se percibe el eclipse, la diferencia entre ambos nos daría el tiempo que tarda la luz en recorrer ese trayecto. Esto puede determinarse con cierta precisión; y, como ya conocemos la velocidad de la luz, podemos averiguar la distancia entre Júpiter y la Tierra, y así deducir la escala del sistema solar. Sin embargo, cabe señalar que en ambos extremos del proceso existen fuentes características de incertidumbre. La ocurrencia del eclipse no es un fenómeno instantáneo. El satélite es lo suficientemente grande como para necesitar un tiempo considerable para cruzar el límite que define la sombra, por lo que la observación de un eclipse no puede ser lo bastante precisa como para servir de base para una medición importante y exacta.[23] Dificultades aún mayores acompañan al intento de definir el verdadero momento en que ocurre el eclipse tal como lo vería un observador cercano al satélite. Para ello necesitaríamos una teoría mucho más perfecta sobre los movimientos de los satélites de Júpiter de la que se puede alcanzar actualmente. Este método para determinar la distancia al Sol no ofrece posibilidades de obtener un resultado preciso hasta la milésima parte de su valor, por lo que podemos descartarlo, ya que los otros métodos disponibles parecen permitir una precisión mucho mayor.

Los cuatro satélites principales de Júpiter son de especial interés para el matemático, quien en ellos encuentra un ejemplo muy llamativo de la universalidad de la ley de la gravedad. Estos cuerpos están, por supuesto, controlados principalmente en sus movimientos por la atracción del gran planeta; pero también se atraen entre sí, lo que da lugar a ciertas consecuencias curiosas.

El movimiento medio del primer satélite en cada día alrededor del centro de Júpiter es de 203°·4890. El del segundo es de 101°·3748, y el del tercero es de 50°·3177. Estas cantidades están tan relacionadas entre sí que se observa que se cumple la siguiente ley:

El movimiento medio del primer satélite, sumado al doble del movimiento medio del tercero, es exactamente igual a tres veces el movimiento medio del segundo.

Existe otra ley de carácter análogo, que se expresa de la siguiente manera (siendo la longitud media el ángulo entre una línea fija y el radio que conduce al lugar medio del satélite): Si a la longitud media del primer satélite se le suma el doble de la longitud media del tercero, y se le resta tres veces la longitud media del segundo, la diferencia es siempre de 180°.

Fue a través de la observación como se descubrieron por primera vez estos principios. Laplace, sin embargo, demostró que si los satélites giraban casi de esta manera, entonces sus perturbaciones mutuas, de acuerdo con la ley de la gravedad, los mantendrían en esta posición relativa para siempre.

Concluiremos señalando que el descubrimiento de los satélites de Júpiter proporcionó una gran confirmación de la teoría copernicana. Copérnico había pedido al mundo que creyera que nuestro sol era un gran globo, y que la Tierra y todos los demás planetas eran cuerpos pequeños que giraban alrededor del grande. Esta doctrina, tan contraria a las teorías previamente sostenidas y a las pruebas inmediatas de nuestros sentidos, solo podía establecerse mediante un razonamiento riguroso. El descubrimiento de los satélites de Júpiter fue muy oportuno. Aquí teníamos una demostración visual exquisita de un sistema, aunque, por supuesto, a una escala mucho menor, idéntico precisamente al que había propuesto Copérnico. El astrónomo que había observado las lunas de Júpiter girando alrededor de su planeta principal, que había notado sus eclipses y todos los fenómenos interesantes que los acompañaban, veía ante sus ojos, de manera completamente inequívoca, que el gran planeta controlaba a esos cuerpos pequeños y los obligaba a girar alrededor de él, mostrando así una miniatura del propio gran sistema solar.

“Al igual que en el caso de las manchas en el sol, el anuncio de este descubrimiento por parte de Galileo fue recibido con incredulidad por aquellos filósofos de la época que creían que todo en la naturaleza estaba descrito en los escritos de Aristóteles. Un eminente astrónomo, Clavio, dijo que para ver los satélites era necesario contar con un telescopio capaz de mostrarlos; pero luego cambió de opinión”.

Pensó en ello en cuanto los vio con sus propios ojos. Otro filósofo, más prudente, se negó a mirar a través del telescopio por temor a verlos y convencerse. Murió poco después. “Espero”, dijo el cáustico Galileo, “que los haya visto de camino al cielo”.[24]

CAPÍTULO XIII.
SATURNO.
La posición de Saturno en el sistema —Saturno, uno de los tres objetos más interesantes del cielo— En comparación con Júpiter—Saturno a simple vista—Estadísticas relacionadas con el planeta—Densidad de Saturno—Más ligero que el agua—Las investigaciones de Galileo—Lo que descubrió en Saturno—Un objeto misterioso—Los descubrimientos hechos por Huygens medio siglo después—Cómo se demostró la existencia de los anillos—La invisibilidad de los anillos cada quince años—La rotación del planeta—La célebre cifra—La explicación—Dibujo de Saturno—La línea oscura—Las investigaciones de W. Herschel—¿Es la división en el anillo realmente una separación?—Posibilidad de resolver la cuestión—El anillo en una posición crítica—¿Existen otras divisiones en el anillo?—El anillo opaco—Naturaleza física de los anillos de Saturno—¿Pueden ser sólidos?—¿Pueden incluso ser anillos delgados?—¿Un fluido?—Naturaleza real de los anillos—Una multitud de pequeños satélites—Analogía de los anillos de Saturno con el grupo de planetas menores—Problemas planteados por Saturno—El grupo de satélites de Saturno—Los descubrimientos de satélites adicionales—La órbita de Saturno no es el límite de nuestro sistema.

A una distancia profunda en el espacio, que en promedio es de 886,000,000 millas, el planeta Saturno realiza su poderosa revolución alrededor del sol en un período de veintinueve años y medio. Esta gigantesca órbita constituía el límite del sistema planetario, según lo conocido por los antiguos.

Aunque Saturno no es un cuerpo tan grande como Júpiter, supera con creces a la Tierra en volumen y masa, y es, de hecho, mucho mayor que cualquiera de los demás planetas, con la excepción de Júpiter. Pero, aunque Saturno debe ceder el primer lugar a Júpiter en cuanto a simples dimensiones, se admite generalmente que incluso Júpiter, con todo su séquito de satélites, no puede competir en belleza con el maravilloso sistema de Saturno. Para el presente autor, siempre ha parecido que Saturno es uno de los tres objetos celestes más interesantes visibles para los observadores en latitudes septentrionales. Los otros dos ocuparán nuestra atención en capítulos futuros: la gran nebulosa en Orión y el cúmulo estelar en Hércules.

En lo que respecta al globo de Saturno, no encontramos ninguna característica que le confiera un interés excepcional. Su tamaño es menor que el de Júpiter, y como este último se encuentra también mucho más cerca de nosotros, el tamaño aparente de Saturno es, en dos sentidos, mucho menor que el de Júpiter. Cabe señalar además que, debido a la mayor distancia de Saturno del Sol, su brillo intrínseco es menor que el de Júpiter. Sin duda, existen ciertas marcas y bandas que se pueden observar con frecuencia en Saturno, pero no son ni de lejos tan llamativas ni tan características como los cinturones siempre cambiantes de Júpiter. La apariencia de Saturno bajo el telescopio también debe considerarse muy inferior en términos de interés en comparación con la de Marte. La delicadeza de los detalles que podemos observar en Marte cuando está en una posición favorable no tiene parangón alguno en el tenue y distante Saturno. Tampoco Saturno, considerado únicamente como un globo, posee algo similar al interés que tiene Venus. El gran esplendor de Venus está completamente fuera de comparación con el de Saturno, mientras que el brillante creciente de la estrella vespertina es infinitamente más agradable que cualquier imagen telescópica del globo de Saturno. Sin embargo, incluso si aceptamos todo esto en su totalidad, eso no invalida la afirmación de que Saturno es uno de los objetos más hermosos e interesantes del cielo. Este interés no se debe a su globo, sino a ese maravilloso sistema de anillos que rodea a Saturno: un sistema maravilloso desde todos los puntos de vista y, hasta donde alcanza nuestro conocimiento, sin parangón en toda la vastedad del universo.

Fig. 64. Saturno. (2 de julio de 1894. Telescopio ecuatorial de 36 pulgadas.) (Prof. E.E. Barnard.)
A simple vista, Saturno suele parecer una estrella de primera magnitud. Su luz por sí sola apenas sería suficiente para distinguirlo de muchas de las estrellas fijas más brillantes. Sin embargo, los antiguos conocían a Saturno y sabían que era un planeta. Se incluía, junto con los otros cuatro grandes planetas —Mercurio, Venus, Marte y Júpiter— en el grupo de los planetas errantes, que no estaban ligados a puntos fijos del cielo como las estrellas. Debido a la gran distancia de Saturno, sus movimientos son mucho más lentos que los de los demás planetas conocidos por los antiguos. Se necesitan veintinueve años y medio para que este objeto distante complete su órbita en el cielo; y, aunque este movimiento es lento en comparación con los cambios constantes de Venus, es lo suficientemente rápido como para llamar la atención de cualquier observador atento. En un solo año, Saturno recorre una distancia de unos doce grados, una cantidad lo suficientemente grande como para ser visible mediante una observación casual. Incluso en un mes, o a veces en una semana, el planeta atraviesa un arco en el cielo que puede detectarse por cualquiera que se tome la molestia de marcar la posición del planeta con respecto a las estrellas cercanas. Aquellos que tienen el privilegio de utilizar instrumentos astronómicos precisos pueden detectar fácilmente el movimiento de Saturno en unas pocas horas.

La distancia promedio desde el sol hasta Saturno es de unos 886 millones de millas. La órbita de Saturno, al igual que la de todos los demás planetas, es en realidad una elipse con el sol en uno de sus focos. En el caso de Saturno, la forma de esta elipse difiere considerablemente de una órbita puramente circular. Alrededor de esta órbita, Saturno se mueve a una velocidad promedio de 5,96 millas por segundo.

El diámetro medio del globo de Saturno es de unas 71.000 millas. Su diámetro ecuatorial es de unas 75.000 millas, y su diámetro polar de 67.000 millas; la relación entre estos valores es aproximadamente de 10 a 9. Por lo tanto, es evidente que Saturno se desvía en gran medida de una forma verdaderamente esférica. La protuberancia en su ecuador debe atribuirse, sin duda, a la alta velocidad a la que gira el planeta. La velocidad de rotación de Saturno es más del doble que la de la Tierra, aunque no es tan rápida como la de Júpiter. Saturno realiza una rotación completa en unos 10 horas y 14 minutos. Sin embargo, el señor Stanley Williams ha observado con gran cuidado varias manchas que descubrió, y encuentra que algunas de estas manchas, situadas a unos 27° de latitud norte, indican una rotación en un período de 10 horas y 14 minutos a 15 minutos, mientras que las manchas ecuatoriales requieren no más de 10 horas y 12 minutos a 13 minutos. Existe, no obstante, la particularidad de que las manchas en la misma latitud, pero en diferentes partes del planeta, giran a velocidades que difieren en un minuto o más, mientras que el período determinado para varios grupos de manchas parece cambiar de año en año.

Estos hechos demuestran que Saturno y las manchas no forman un sistema rígido. La ligereza de este planeta es tal que resulta completamente incompatible con la suposición de que su globo esté compuesto por materiales sólidos comparables a aquellos de los que está formada la corteza terrestre. Los satélites que rodean a Saturno y forman un sistema no menos interesante que los famosos anillos mismos, nos permiten calcular el peso del planeta en comparación con el sol, y así deducir su masa real en relación con la de la Tierra. El resultado es bastante sorprendente: parece que la densidad de la Tierra es ocho veces mayor que la de Saturno. De hecho, la densidad de este último es incluso menor que la del agua misma, de modo que un enorme globo de agua, del mismo volumen que Saturno, tendría en realidad un peso mayor. Si pudiéramos concebir un vasto océano en el que se encontrara un globo

Si se fabricaran cuerpos del mismo tamaño y peso que Saturno, el gran globo no se hundiría como nuestra Tierra ni como ninguno de los otros planetas; flotaría en la superficie con una cuarta parte de su volumen fuera del agua.

Así, podemos con alta probabilidad concluir que lo que nuestros telescopios muestran en Saturno no es una superficie sólida, sino simplemente un vasto manto de nubes que rodea un interior calentado. Es imposible resistirse a la idea de que este planeta, al igual que Júpiter, aún conserva su calor debido a su enorme masa. Sin embargo, debemos mencionar una circunstancia que quizás parezca algo incompatible con esta visión. Hemos descubierto que tanto Júpiter como Saturno son mucho menos densos que la Tierra. Al comparar estos dos planetas, parece que Saturno es aún menos denso que Júpiter. De hecho, cada milla cúbica de Júpiter pesa casi el doble que cada milla cúbica de Saturno. Esto parecería indicar que Saturno es el cuerpo más calentado de los dos. No obstante, como Júpiter es más grande, sería más razonable esperar que fuera más caliente que el otro planeta. No intentamos resolver esta discrepancia; de hecho, dada nuestra ignorancia sobre la composición material de estos cuerpos, sería inútil discutir el tema.

Incluso si tomamos en cuenta la ligereza de Saturno, en comparación con la Tierra en términos de volumen, su volumen es tan enorme que el planeta pesa más de noventa y cinco veces más que la Tierra. La imagen adjunta muestra las proporciones relativas entre Saturno y la Tierra (Fig. 65).

Dado que el ojo desnudo no permite observar ninguno de esos maravillosos fenómenos que rodean a Saturno, se puede decir que el interés por este planeta comenzó en el momento en que se empezó a observarlo con el telescopio. Hay que hacer una breve mención a su historia, ya que solo poco a poco se comprendió la verdadera naturaleza de este complejo objeto. Cuando Galileo terminó de construir su pequeño telescopio refractor, que, aunque solo ampliaba treinta veces, suponía una gran mejora respecto a la visión sin ayuda de instrumentos, utilizó él para realizar su memorable estudio del cielo. Vio las manchas en el Sol y las montañas en la Luna; también observó la luna creciente de Venus.

y los satélites de Júpiter.
Estimulado y alentado por tales descubrimientos brillantes, naturalmente buscó examinar los otros planetas, y en consecuencia dirigió su telescopio hacia Saturno. Aquí, nuevamente, Galileo hizo de inmediato un descubrimiento. Vio que Saturno presentaba una forma visible similar a la de los otros planetas, pero que se diferenciaba de cualquier otro objeto observado mediante el telescopio, ya que le parecía estar compuesto por tres cuerpos que siempre estaban en contacto entre sí y mantenían siempre las mismas posiciones relativas. Estos tres cuerpos estaban alineados: el central era el más grande, y los otros dos se encontraban al este y al oeste de él. No había nada en los cielos que hubiera visto hasta entonces que llenara su mente de tal asombro y que pareciera tan completamente inexplicable.

En sus esfuerzos por comprender este misterioso objeto, Galileo continuó sus observaciones durante el año 1610, y, para su sorpresa, vio cómo los dos cuerpos menores se hacían cada vez más pequeños, hasta que, en el transcurso de los dos años siguientes, desaparecieron por completo, y el planeta aparecía simplemente como un disco redondo, al igual que Júpiter. Aquí, nuevamente, surgió una nueva fuente de preocupación para Galileo. En aquel momento tuvo que enfrentarse a los defensores del antiguo sistema astronómico, quienes se burlaban de sus descubrimientos y se negaban a aceptar sus teorías. Había anunciado su observación de la naturaleza compuesta de Saturno; ahora tenía que hablar también de su declive gradual y

La extinción definitiva de estos dos globos auxiliares, y naturalmente temía que sus oponentes aprovecharan la oportunidad para declarar que todas sus observaciones eran ilusorias.[25] “¿Qué”, dice, “se puede decir acerca de una metamorfosis tan extraña? ¿Acaso las dos estrellas menores son consumidas al igual que las manchas solares? ¿Han desaparecido y huido de repente? ¿Quizá Saturno ha devorado a sus propios hijos? ¿O bien esas apariciones fueron realmente ilusiones o engaños, con los cuales los telescopios me han engañado durante tanto tiempo, así como a muchos otros a quienes se los mostré? Ahora, quizá haya llegado el momento de revivir las esperanzas casi extinguidas de aquellos que, guiados por contemplaciones más profundas, descubrieron la falacia de estas nuevas observaciones y demostraron la total imposibilidad de su existencia. No sé qué decir en un caso tan sorprendente, tan inesperado y tan novedoso. La brevedad del tiempo, la naturaleza inesperada del acontecimiento, la debilidad de mi comprensión y el miedo a equivocarme me han dejado sumamente confundido”.

Pero Galileo no se equivocaba. Los objetos estaban realmente allí cuando comenzó a observarlos; realmente disminuyeron de tamaño y luego desaparecieron; pero esa desaparición fue solo temporal: volvieron a hacerse visibles. Luego fueron sometidos a un examen constante, hasta que gradualmente se reveló su verdadera naturaleza. Con una mayor potencia telescópica se descubrió que los dos cuerpos que Galileo había descrito como globos a cada lado de Saturno en realidad no eran esféricos: eran más bien dos crescentes luminosos, con la concavidad de cada uno orientada hacia el globo central. También se percibió que estos objetos experimentaban una notable serie de cambios periódicos. Al comienzo de cada serie, el planeta aparecía como un disco verdaderamente circular. Los apéndices aparecían primero como dos brazos que se extendían directamente hacia afuera a cada lado del planeta; luego esos brazos se abrían gradualmente formando dos crescentes, similares a asas del globo, y alcanzaban su máxima anchura después de unos siete u ocho años; después comenzaban a contraerse, hasta que, tras aproximadamente el mismo tiempo, desaparecían nuevamente.

La verdadera naturaleza de estos objetos fue finalmente descubierta por Huygens en 1655, casi medio siglo después de que Galileo los detectara por primera vez.

Percebió la sombra que el anillo proyectaba sobre el globo, y su explicación del fenómeno se basó en un enfoque muy filosófico. Observó que la Tierra, el Sol y la Luna rotaban sobre sus ejes, y por lo tanto consideró que era una ley general que cada uno de los cuerpos del sistema girara alrededor de un eje. Es cierto que aún no se habían realizado observaciones que demostraran realmente que Saturno también rotaba; pero sería sumamente, incluso infinitamente, improbable que algún planeta estuviera exento de tal movimiento. Todas las analogías del sistema apuntaban a la conclusión de que la velocidad de rotación sería considerable. Ya se sabía que uno de los satélites de Saturno completaba una órbita en un período de dieciséis días, algo más de la mitad de nuestro mes. Huygens supuso —y era una suposición muy razonable— que Saturno, con toda probabilidad, rotaba rápidamente sobre su eje. También cabía señalar que, si esos notables apéndices estaban conectados físicamente al planeta, debían rotar junto con él. Sin embargo, incluso si no estuvieran realmente unidos, seguiría siendo necesario que rotaran si se quería mantener, aunque fuera en cierta medida, la analogía entre Saturno y los demás objetos del sistema. Vemos satélites cerca de Júpiter que giran alrededor de él. Más cerca de nosotros, vemos cómo la Luna gira alrededor de la Tierra. Vemos cómo todo el sistema planetario gira alrededor del Sol. Todas estas consideraciones estaban presentes en la mente de Huygens cuando llegó a la conclusión de que, independientemente de si esos curiosos apéndices estaban realmente unidos al planeta o estaban físicamente separados de él, debían seguir rotando.

Con tales razonamientos, pronto resultó fácil conjeturar la verdadera naturaleza del sistema saturniano. Hemos visto cómo esos apéndices desaparecían de la vista cada quince años para luego reaparecer gradualmente, al principio, en forma de brazos rectilíneos que se proyectaban hacia afuera desde el planeta. El desarrollo progresivo es lento; durante semanas y meses, noche tras noche, se presenta la misma apariencia con pocos cambios. Pero todo ese tiempo, tanto Saturno como los misteriosos objetos que lo rodean siguen rotando. Sea lo que sea, presentan la misma apariencia a simple vista, a pesar de su movimiento constante de rotación.

¿Cuál debe ser la forma de un objeto que satisfaga las condiciones aquí implícitas? Obviamente, no será suficiente considerar las proyecciones como dos radios que parten del planeta. Estos cambiarían de visibilidad a invisibilidad en cada rotación, y por lo tanto habría cambios constantes en su apariencia, en lugar de ese cambio lento y gradual que requiere quince años para completarse. De hecho, existen otras consideraciones que descartan la posibilidad de que los objetos sean de este tipo, ya que siempre tienen la misma longitud en comparación con el diámetro del planeta. Un poco de reflexión muestra que solo una suposición —de hecho, solo una— puede explicar todos los hechos del caso. Si hubiera un anillo delgado y simétrico que girara en su propio plano alrededor del ecuador de Saturno, entonces se podría explicar la persistencia del objeto de noche a noche. Esto elimina de inmediato la mayor parte de las dificultades. En cuanto al resto, bastaba suponer que el anillo era tan delgado que, cuando estaba orientado de lado hacia la Tierra, se volvía invisible; y luego, a medida que el lado iluminado del plano se volvía cada vez más hacia la Tierra, los “apéndices” del planeta aumentaban gradualmente. La apariencia en forma de mango que el objeto adoptaba periódicamente demostraba que el anillo no podía estar unido al globo.

Finalmente, Huygens encontró la clave del gran enigma que había desconcertado a los astrónomos durante los últimos cincuenta años. Comprendió que el anillo era un objeto de asombroso interés, único en aquel entonces, y de hecho, sigue siéndolo hoy en día. Sin embargo, sentía que apenas había demostrado el asunto con toda la certeza que merecía, y creía que, con más atención, podría lograrlo. Pero temía arriesgarse a perder su descubrimiento por un retraso innecesario en su publicación, por miedo a que otro astrónomo pudiera intervenir. Entonces, ¿cómo podía asegurarse la prioridad si su descubrimiento resultaba correcto, y al mismo tiempo poder perfeccionarlo a su ritmo? Adoptó la práctica habitual en aquel tiempo de hacer su primera declaración en clave; así, el 5 de marzo de 1656, publicó un tratado que contenía la siguiente proposición:—

aaaaaaa ccccc d eeeee g h
iiiiiii llll mm nnnnnnnnn
oooo pp q rr s ttttt uuuuu

Tal vez algunas de esas personas curiosas cuyos sucesores ahora dedican tanto esfuerzo a los acrósticos dobles hayan reflexionado sobre este famoso criptograma e incluso hayan intentado descifrarlo. Pero incluso si se realizaron tales intentos, no sabemos que hayan tenido éxito. De este modo, Huygens dispuso de unos años más para seguir estudiándolo. Probó su teoría de todas las maneras posibles y comprobó que se verificaba en cada detalle. Por lo tanto, consideró que ya no era necesario ocultar al mundo su gran descubrimiento, y así, en el año 1659 —aproximadamente tres años después de la aparición de su criptograma— anunció su interpretación. Al restablecer las letras en su disposición original, el descubrimiento se expresó con las siguientes palabras: “Annulo cingitur, tenui, plano, nusquam cohærente, ad eclipticam inclinato”, lo cual puede traducirse como: “El planeta está rodeado por un delgado anillo plano, distinto en todo punto de su superficie, e inclinado respecto a la elipse”.

Huygens no se conformó con demostrar simplemente hasta qué punto esta suposición explicaba todos los fenómenos observados. La sometió a la prueba más rigurosa y delicada que se puede aplicar a cualquier teoría astronómica. Intentó, con su ayuda, hacer una predicción cuyo cumplimiento le daría necesariamente a su teoría el sello de la certeza. Según sus cálculos, el planeta aparecería en forma circular alrededor de julio o agosto de 1671. Esta predicción se verificó prácticamente, ya que se observó que el anillo desaparecía en mayo de ese año. Sin duda, con nuestros cálculos modernos, basados en observaciones prolongadas y precisas, ahora podemos hacer predicciones sobre la aparición o desaparición del anillo de Saturno con mucha mayor exactitud; pero, recordando la etapa temprana de la historia del planeta en la que se realizó la predicción de Huygens, debemos considerar que su cumplimiento fue suficiente y confirmó de manera satisfactoria la teoría sobre Saturno y su anillo.

El anillo de Saturno, habiendo sido así plenamente establecido como un hecho en la arquitectura celestial, ha llevado a que cada generación de astrónomos se esforzara por descubrir cada vez más de sus maravillosas características. En el frontispicio (Lámina I) tenemos una vista del planeta tal como se observó desde el Observatorio del Harvard College, en los EE. UU., entre el 28 de julio y el 20 de octubre de 1872. Fue dibujado por el hábil astrónomo y artista, el señor L. Trouvelot, y ofrece una representación fiel y hermosa de este objeto único.

La Figura 64 es un dibujo del mismo objeto tomado el 2 de julio de 1894 por el profesor E.E. Barnard, en el Observatorio Lick.

El siguiente gran descubrimiento en el sistema de Saturno, después de los realizados por Huygens, demostró que el anillo que rodeaba al planeta estaba marcado por una línea concéntrica oscura que lo dividía en dos partes: la exterior era más estrecha que la interior. Esta línea fue vista por primera vez por J.D. Cassini, cuando Saturno salió de los rayos del sol en 1675. Que esta línea negra no era simplemente una marca oscura en el anillo, sino que en realidad constituía una separación, se volvió muy probable gracias a las investigaciones de Maraldi en 1715, seguidas muchos años después por las de Sir William Herschel, quien, con esa minuciosidad que era una característica distintiva de este hombre, realizó un examen detallado y escrupuloso de Saturno. Noche tras noche lo observó durante horas con sus exquisitos instrumentos, contribuyendo así en gran medida al conocimiento que tenemos del planeta y de su sistema.

Herschel dedicó una atención muy especial al estudio de la línea que dividía el anillo. Observó que el color de esta línea no se distinguía del color del espacio intermedio entre el globo y el anillo. La observó durante diez años en la cara norte del anillo, y durante ese tiempo siguió presentando la misma anchura, color y nitidez en sus contornos. Luego tuvo la suerte de poder observar el lado sur del anillo. Allí también se podía ver la línea negra, que correspondía tanto en apariencia como en posición a la línea oscura observada en el lado norte. Ya no quedaba duda alguna sobre el hecho de que Saturno estaba ceñido por dos

Anillos concéntricos de igual grosor, cuyo borde exterior de uno se acerca mucho al borde interior del otro.

Al mismo tiempo, cabe añadir que el único testimonio absolutamente indiscutible de la división entre los anillos aún no ha sido proporcionado por el telescopio. Las apariencias observadas por Herschel serían compatibles con la idea de que la línea negra era simplemente una parte del anillo que se extendía a través de su espesor y estaba compuesta por materiales mucho menos capaces de reflejar la luz que el resto del anillo. Sigue siendo dudoso hasta qué punto es realmente posible ver a través de esa línea oscura. Aparentemente, solo existe un método satisfactorio para lograrlo. Esto solo ocurriría en circunstancias excepcionales, y no parece que hasta ahora haya surgido tal oportunidad. Supongamos que, en el curso de su movimiento por el cielo, la trayectoria de Saturno pasara casualmente directamente entre la Tierra y una estrella fija. La apariencia telescópica de una estrella es simplemente un punto de luz mucho más pequeño que los globos y anillos de Saturno. Si el anillo pasara delante de la estrella y la línea negra del anillo cubriera la estrella, deberíamos, si la línea negra fuera realmente una abertura, ver cómo la estrella brilla a través de esa estrecha apertura.

Hasta el momento, creemos que no ha habido oportunidad de someter la cuestión del carácter dual del anillo a esta prueba decisiva. Esperemos que, dado que ahora existen tantos telescopios adecuados para abordar este tema, pronto se realicen observaciones que permitan resolverla. Difícilmente se puede esperar que una estrella muy pequeña sea adecuada. Sin duda, la pequeñez de la estrella haría que las observaciones fueran más delicadas y precisas si la estrella fuera visible; pero debemos recordar que quedaría en contraste con los brillantes anillos de Saturno en cada margen, de modo que, a menos que la estrella tuviera una magnitud considerable, difícilmente serviría para ello. No obstante, recientemente se ha observado que el globo del planeta puede, hasta cierto punto, verse a través de la línea oscura; esto es prácticamente una demostración de que la línea es, en todo caso, parcialmente transparente.

El anillo exterior también está dividido en dos por una línea mucho más tenue que la descrita anteriormente. Se necesita un buen telescopio y una noche clara, además de una posición favorable del planeta, para que esta línea sea un objeto bien visible. Se observa con mayor facilidad en los extremos del anillo más alejados del planeta. Para el autor de estos escritos, quien ha examinado el planeta con el refractor de doce pulgadas del Observatorio Equatorial del Sur en Dunsink, esta línea exterior parece tan ancha como la línea bien conocida; pero es sin duda más tenue y tiene un aspecto más sombrío. Ciertamente no da la impresión de ser realmente una abertura en el anillo, y a menudo permanece invisible durante mucho tiempo. Parece más bien como si el anillo fuera más delgado y menos sólido en ese lugar, sin estar realmente vacío de sustancia.

En estos puntos, cabe esperar que se obtenga mucha información adicional cuando el anillo se encuentre nuevamente en una posición tal que su plano, de existir, pasara entre la Tierra y el Sol. Tales ocasiones son muy raras, y aun cuando ocurren, puede suceder que el planeta no esté en una posición adecuada para su observación. La próxima oportunidad realmente buena no será hasta 1907. En ese caso, la luz solar ilumina un lado del anillo, mientras que el otro lado está orientado hacia la Tierra. Se necesitan telescopios potentes para poder observar el planeta en tales circunstancias; pero cabe esperar razonablemente que las cuestiones relacionadas con la división del anillo, así como con muchos otros asuntos, reciban entonces alguna aclaración adicional.

Ocasionalmente, se han registrado otras divisiones del anillo, tanto internas como externas. En todo caso, se puede afirmar que tales divisiones no pueden considerarse características permanentes. Sin embargo, su existencia ha sido mencionada con tanta frecuencia por observadores expertos que es imposible dudar de que a veces hayan sido vistas.

Unos 200 años después de que Huygens explicara por primera vez la verdadera teoría de Saturno, se realizó otro descubrimiento muy importante. Hasta el año 1850, siempre se había supuesto que los dos anillos, divididos por la conocida línea negra, constituían todo el sistema de anillos que rodeaba al planeta.

planeta. En el año mencionado, el profesor Bond, el distinguido astrónomo de Cambridge, Massachusetts, sorprendió al mundo astronómico con el anuncio de su descubrimiento de un tercer anillo que rodea a Saturno. Como suele ocurrir en tales casos, el mismo objeto fue descubierto de forma independiente por otro astrónomo inglés llamado Dawes. Este tercer anillo se encuentra justo dentro del anillo interior de los dos anillos bien conocidos, y se extiende hasta aproximadamente la mitad de la distancia hacia el cuerpo del planeta. Parece tener un carácter totalmente diferente al de los otros dos anillos, ya que estos presentan una apariencia relativamente sólida. De hecho, demostraremos en breve que no son cuerpos sólidos, ni siquiera líquidos; sin embargo, en comparación con el tercer anillo, los demás tenían un carácter más sólido. Pueden recibir y mostrar la sombra profunda de Saturno, y también pueden proyectar una sombra oscura y profunda sobre el propio Saturno; pero el tercer anillo tiene una textura mucho menos compacta. No posee el brillo de los otros, tiene más bien una apariencia tenue y semitransparente, y la expresión “anillo de crepé”, con la cual a menudo se le designa, no es en absoluto inapropiada. Es precisamente la tenue apariencia de este anillo de crepé lo que ha llevado a que los primeros observadores de Saturno lo pasaran por alto con tanta frecuencia.

A menudo se ha observado que cuando se realiza un descubrimiento astronómico con un buen telescopio, posteriormente se vuelve posible observar el mismo objeto con instrumentos de potencia mucho menor. Sin duda, cuando el observador sabe qué buscar, a menudo podrá ver aquello que de otro modo no habría llamado su atención. Se puede considerar como ilustración de este principio el hecho de que el anillo de crepé de Saturno se haya convertido en un objeto familiar para quienes están acostumbrados a trabajar con buenos telescopios; pero, no obstante, cabe dudar de si la facilidad y claridad con las que ahora se ve este anillo pueden explicarse completamente por esta suposición. De hecho, parece posible que el anillo de crepé, por alguna causa u otra, haya ido volviéndose gradualmente cada vez más visible. El supuesto aumento de brillo del anillo de crepé es uno de los argumentos que hoy en día se utilizan para demostrar que, con toda probabilidad, los anillos de Saturno están en este momento experimentando una transformación gradual; pero las observaciones de Hadley muestran que

El anillo de color oscuro fue visto por él en 1720, y ya había sido observado anteriormente por Campani y Picard como un delgado cinturón que cruzaba el planeta. La transparencia parcial de este anillo se ilustró de manera magnífica en una observación realizada por el profesor Barnard del eclipse de Iapeto el 1 de noviembre de 1889. El satélite era apenas visible en la sombra del anillo de color oscuro, mientras que resultaba completamente invisible en la sombra de los anillos más conocidos.

Las diversas características de los anillos se muestran claramente en el dibujo de Trouvelot al que ya nos hemos referido. Aquí vemos el anillo interior y el exterior, así como la línea de división entre ellos. En el anillo exterior se aprecian débiles trazas de la línea que lo divide, y dentro del anillo interior podemos observar ese curioso anillo semitransparente de color oscuro. La sombra negra del planeta se proyecta sobre el anillo, lo que demuestra que tanto el anillo como el propio cuerpo del planeta solo brillan gracias a la luz solar que incide sobre ellos. Esta sombra presenta algunas características anómalas, pero su extraña irregularidad podría ser, hasta cierto punto, una ilusión óptica.

No cabe duda de que cualquier intento de representar los anillos de Saturno solo refleja las características más destacadas de ese maravilloso sistema. Nos encontramos a una distancia tan grande que todos los objetos que no son de dimensiones colosales resultan invisibles. De hecho, solo tenemos un esquema general, lo cual nos hace desear poder completar los detalles. Anhelamos, por ejemplo, ver la verdadera textura de los anillos y saber de qué materiales están hechos; queremos comprender ese extraño anillo filamentoso y semitransparente, tan diferente de cualquier otro objeto conocido en el cielo. No hay duda de que aún se puede aprender mucho, a pesar de todas las condiciones desfavorables de nuestra posición; todavía hay espacio para el trabajo de generaciones enteras de astrónomos equipados con instrumentos excelentes. Queremos dibujos precisos de Saturno desde todos los ángulos posibles. Queremos mediciones repetidas sin cesar, con la mayor precisión posible. Estas mediciones nos indicarán los tamaños y formas de los anillos; medirán con fidelidad la posición de las líneas oscuras y los límites de los anillos. Estas mediciones deberán realizarse durante generaciones y siglos; solo así.

¿Pueden los astrónomos terrestres averiguar si este elaborado sistema realmente posee las características de la permanencia, o si está sufriendo cambios?

Hemos estado acostumbrados a constatar que la ley de la gravedad universal permea cada parte de nuestro sistema, y a recurrir a la gravedad para explicar muchos fenómenos de otro modo inexplicables. Tenemos buenas razones para saber que en este maravilloso sistema saturniano la ley de la gravedad es fundamental. Existen satélites que giran alrededor de Saturno, así como un anillo; estos satélites se mueven, al igual que otros satélites, de acuerdo con las leyes de Kepler; por lo tanto, cualquier teoría sobre la naturaleza del anillo de Saturno debe formarse bajo la condición de que sea atraído por el gigantesco planeta situado en su interior.

A primera vista, nada podría parecer más sencillo que reconciliar los fenómenos del anillo con la atracción del planeta. Podríamos suponer que el anillo está en reposo de forma simétrica alrededor del planeta. En su centro, el planeta tira del anillo de manera igual en todos los sentidos, de modo que no hay tendencia en él a moverse de una forma u otra; por lo tanto, permanecerá en reposo. Esto no funciona. Un anillo compuesto de materiales casi infinitamente rígidos podría, quizás, permanecer en reposo durante un momento bajo tales circunstancias; pero no podría mantenerse permanentemente en reposo, al igual que una aguja equilibrada verticalmente en su punta. En ambos casos, el equilibrio es inestable. Si surge la más mínima causa de perturbación, el equilibrio se rompe y el anillo caerá inevitablemente sobre el planeta. Tales causas de perturbación están presentes constantemente, por lo que un equilibrio inestable no puede ser una explicación adecuada de los fenómenos.

Incluso si esta dificultad pudiera resolverse, todavía existe otra, que sería completamente insuperable si el anillo estuviera compuesto por cualquier material que conozcamos. Reflexionemos un momento sobre este asunto, ya que conducirá naturalmente a esa explicación de los anillos de Saturno que actualmente es la más generalmente aceptada.

Imagínese que está parado en el planeta Saturno, cerca de su ecuador; sobre su cabeza se extiende el anillo, que desciende hasta el horizonte tanto al este como al oeste. La mitad del anillo por encima del horizonte se asemejaría entonces a un poderoso arco, con una envergadura de unos cien mil millas. Cada partícula de este arco es atraída hacia Saturno por la gravedad, y si el arco continúa existiendo, debe ser así en obediencia a las leyes mecánicas habituales que rigen los arcos ferroviarios con los que estamos familiarizados.

La continuidad de estos arcos depende de la resistencia de las piedras que los forman a una fuerza de compresión. Cada piedra de un arco está sometida a una enorme presión, pero la piedra es un material capaz de resistir tal presión, y el arco permanece. Cuanto más amplia sea la envergadura del arco, mayor será la presión a la que queda expuesta cada piedra. Finalmente, se alcanza una envergadura que corresponde a una presión tan grande como la que las piedras pueden soportar sin peligro, y así encontramos el límite máximo sobre el cual se puede construir un único arco de mampostería. Aplicando estos principios al estupendo arco formado por el anillo de Saturno, se puede demostrar que la presión sobre los materiales del arco, capaces de soportar un abismo de tal magnitud, sería tan enorme que ningún material conocido sería capaz de resistirla. Incluso si el anillo estuviera formado por el acero más resistente jamás creado, la presión sería tan grande que el metal se comprimiría como un líquido, y la poderosa estructura colapsaría y caería sobre la superficie del planeta. No es creíble que existan materiales capaces de soportar una tensión tan extraordinaria. Por lo tanto, la ley de la gravedad nos exige buscar un método mediante el cual se pueda atenuar la intensidad de esta tensión.

Existe un método a mano, y es obviamente sugerido por fenómenos análogos en todo nuestro sistema solar. Hemos hablado del anillo como si estuviera en reposo; supongamos ahora que está animado por un movimiento de rotación en su plano alrededor de Saturno como centro. De inmediato surge una fuerza que actúa de forma opuesta a la gravedad de Saturno. Esta fuerza es la llamada fuerza centrífuga. Si imaginamos que el anillo gira, la fuerza centrífuga en todos los puntos actúa en dirección opuesta a la fuerza de atracción, y por lo tanto…

Se puede reducir la enorme presión sobre el anillo y superar una de las dificultades.

Por lo tanto, podemos atribuir a cada anillo una rotación que lo alivie en parte de la presión que de otro modo tendría que soportar el arco. Pero no podemos admitir que la dificultad se haya eliminado por completo. Supongamos que el anillo exterior gira a una velocidad adecuada para neutralizar la gravedad en su borde exterior; entonces la fuerza centrífuga será menor en el interior del anillo, mientras que la gravedad será mayor; y así se generarán enormes tensiones en las partes internas del anillo exterior. Supongamos ahora que el anillo gira a una velocidad suficiente para neutralizar la gravedad en su borde interior; entonces la fuerza centrífuga en las partes exteriores superará en gran medida a la gravedad, y habrá una tendencia a la ruptura del anillo hacia el exterior.

Para evitar esta tendencia, podemos suponer que las partes exteriores de cada anillo giran más lentamente que las partes interiores. Esto requiere naturalmente que las partes del anillo sean móviles entre sí, y así llegamos a la idea de que quizás los anillos estén realmente compuestos de materia en estado líquido. A primera vista, esta es una sugerencia plausible: cada parte de cada anillo se movería entonces a una velocidad adecuada, y los anillos presentarían así varias corrientes circulares concéntricas con velocidades diferentes. El matemático puede llevar esta investigación un poco más allá y estudiar cómo se comportaría este fluido en tales circunstancias. Sus símbolos le permiten explorar los matices que no pueden describirse con lenguaje general. El matemático descubre que surgirían ondas en el supuesto fluido, y como estas ondas llevarían a la ruptura de los anillos, la teoría del fluido debe ser abandonada.

Pero aún podemos hacer una o dos suposiciones más. ¿Qué pasaría si fuera cierto que el anillo está compuesto por un número increíblemente grande de anillos concéntricos, cada uno moviéndose con precisión a la velocidad adecuada para generar una fuerza centrífuga justamente suficiente para neutralizar la atracción? Sin duda, esto resuelve muchas de las dificultades: también es sugerido por aquellas observaciones que han mostrado la presencia de varias líneas oscuras en el

anillo. Aquí, nuevamente, deben invocarse consideraciones dinámicas para dar una respuesta.
Un sistema de anillos sólidos de este tipo no es compatible con las leyes de la dinámica.

Por lo tanto, estamos obligados a hacer un último intento y, además, a subdividir aún más el anillo. Puede parecer algo sorprendente abandonar por completo la suposición de que el anillo es, en algún sentido, un cuerpo continuo, pero no queda otra alternativa. Cómoquiera que lo veamos, parece que llegamos a la conclusión de que el anillo es en realidad un enorme banco de cuerpos extremadamente pequeños; cada uno de estos pequeños cuerpos sigue su propia órbita alrededor del planeta y, de hecho, no es más que un satélite. Estos cuerpos son tan numerosos y están tan cerca unos de otros que nos parecen continuos, y pueden ser muy diminutos: quizás no más grandes que los glóbulos de agua que se encuentran en una nube ordinaria sobre la superficie de la Tierra, los cuales, incluso a corta distancia, parecen un cuerpo continuo.

Hasta hace pocos años, esta teoría sobre la estructura de los anillos de Saturno, aunque invulnerable desde un punto de vista matemático, nunca había sido confirmada mediante observaciones. El único astrónomo que afirmó haber visto realmente cómo rotaban los anillos fue W. Herschel, quien observó el movimiento de algunos puntos luminosos en el anillo en 1789, momento en el que el plano del anillo pasaba casualmente por la Tierra. A partir de estas observaciones, Herschel concluyó que el anillo rotaba en diez horas y treinta y dos minutos. Pero ninguno de los observadores posteriores, aunque pudieron observar Saturno con instrumentos mucho más avanzados que los utilizados por Herschel, logró verificar su rotación de estos apéndices de Saturno. Si el anillo estuviera compuesto por un gran número de pequeños cuerpos, entonces la tercera ley de Kepler nos permitiría calcular el tiempo que necesitarían estos diminutos satélites para completar una vuelta completa alrededor del planeta. Parece que cualquier satélite situado en el borde exterior del anillo necesitaría un período de hasta 13 horas y 46 minutos; aquellos cerca del centro no necesitarían más de 10 horas y 28 minutos, mientras que los situados en el borde interior completarían su rotación en 7 horas y 28 minutos. Incluso nuestros telescopios más potentes, instalados en los cielos más despejados y utilizados por los astrónomos más hábiles, se niegan a mostrar este fenómeno extremadamente delicado. De hecho, habría sido…

Repetición a gran escala del curioso comportamiento del satélite interno de Marte, que gira alrededor de su planeta principal en un tiempo más corto del que el propio planeta tarda en girar sobre su eje.

Fig. 66.—Método del Prof. Keeler para medir la rotación del anillo de Saturno.
Pero lo que el telescopio no pudo mostrar, el espectróscopo lo ha demostrado recientemente de una manera muy efectiva e interesante. Hemos explicado en el capítulo sobre el Sol cómo el movimiento de una fuente de luz a lo largo de la línea de visión, hacia o lejos del observador, produce un ligero desplazamiento en la

posición de las líneas del espectro. Mediante la medición del desplazamiento de las líneas se puede determinar la dirección y la magnitud del movimiento de la fuente de luz. Ilustramos el método mostrando cómo se había utilizado en realidad para medir la velocidad de rotación de la superficie solar. En 1895, el profesor Keeler,[26] director del Observatorio Allegheny, logró medir la rotación del anillo de Saturno de esta manera. Colocó la rendija de su espectrómetro a lo largo de la esfera, en la dirección del eje mayor de la figura elíptica que el efecto de la perspectiva da al anillo, como lo muestran las líneas paralelas en la Fig. 66 que se extienden de e a w. Su placa fotográfica debería entonces mostrar tres espectros muy cercanos entre sí: el del cuerpo esférico de Saturno en el centro, separado por intervalos oscuros de los espectros más estrechos situados por encima y por debajo de él, correspondientes a las dos «manijas» (o ansæ, como se les llama generalmente) del anillo. En la Fig. 67 hemos representado el comportamiento de cualquiera de las líneas del espectro bajo diversas suposiciones respecto a la rotación o no rotación de Saturno y su anillo. En la parte superior (1) vemos cómo sería cada línea si no hubiera movimiento de rotación; las tres líneas producidas por el planeta, el anillo y la esfera estarían en línea recta. Por supuesto, el espectro, que es prácticamente una copia muy tenue del espectro solar, muestra las principales líneas oscuras de Fraunhofer, por lo que el lector debe imaginárselas por sí mismo, paralelas a la que mostramos en la figura. Pero Saturno y su anillo no están quietos; están en rotación: la parte oriental (en e) se mueve hacia nosotros, mientras que la parte occidental (w) se aleja de nosotros.[27] En e, la línea se desplazará hacia el extremo violeta del espectro y en w hacia el extremo rojo; y a medida que la velocidad lineal real aumenta cuanto más nos alejamos del centro de Saturno (suponiendo que el anillo y el planeta rotan juntos), las líneas se desviarían como en la Fig. 67 (2), pero las tres seguirían estando en línea recta. Si el anillo estuviera compuesto por dos anillos independientes separados por la división de Cassini y que rotaran con velocidades diferentes, las líneas estarían situadas como en la Fig. 67 (3): las líneas correspondientes al anillo interior estarían más desviadas que las del anillo exterior, debido a la mayor velocidad de este último.

Fig. 67.—Método del Prof. Keeler para medir la rotación del anillo de Saturno.

Finalmente, consideremos el caso de los anillos, compuestos por innumerables partículas que se mueven alrededor del planeta de acuerdo con la tercera ley de Kepler. Las velocidades reales de estas partículas serían por segundo:—

En el borde exterior: 10·69 millas de anillo.
En el centro: 11·68 millas de anillo.
En el borde interior: 13·01 millas de anillo.
Velocidad de rotación: 6·38 en la superficie del planeta, en millas.

El desplazamiento de las líneas del espectro debería estar en consonancia con estas velocidades, y es fácil ver que las líneas deberían situarse como en la cuarta figura. Cuando el profesor Keeler examinó los espectros fotografiados, descubrió que las líneas de los tres espectros estaban inclinadas precisamente de esta manera, lo que demostraba que el borde exterior del anillo se movía alrededor del planeta a una velocidad lineal menor que el interior, tal como debería ocurrir si las fuentes de luz (o, más bien, los reflectores de la luz solar) fueran partículas independientes capaces de moverse según la tercera ley de Kepler; y algo que no debería ocurrir si el anillo, o anillos, fueran rígidos, en cuyo caso el borde exterior tendría la mayor velocidad lineal, ya que tendría que recorrer la mayor distancia. Aquí estaba, por fin, la prueba de la composición meteórica del anillo de Saturno. El hermoso descubrimiento del profesor Keeler ha sido verificado desde entonces mediante observaciones repetidas en los observatorios Allegheny, Lick, París y Pulkova; las velocidades reales resultantes de los desplazamientos observados de las líneas han sido medidas y se ha comprobado que coinciden bien (dentro de los límites de los errores de observación) con las velocidades calculadas, de modo que esta brillante confirmación de las deducciones matemáticas de Clerk Maxwell queda fuera de toda duda.

El espectro de Saturno es tan tenue que solo se pueden ver en él las líneas más intensas del espectro solar, pero la atmósfera del planeta parece ejercer una cantidad considerable de absorción general en las partes azul y violeta del espectro, la cual es especialmente fuerte cerca del cinturón ecuatorial, mientras que una banda intensa en el rojo atestigua la densidad de la atmósfera. Esta banda no se observa en el espectro de los anillos, por lo que alrededor de ellos no puede haber atmósfera.

Dado que el anillo de Saturno es único en sí mismo, no podemos encontrar en ningún otro lugar una ilustración muy pertinente de una estructura tan notable como la que ahora se atribuye al anillo. Sin embargo, el sistema solar sí presenta algunos fenómenos análogos. Por ejemplo, existe uno a una escala muy grande que rodea al propio sol. Nos referimos a la multitud de planetas menores, todos confinados dentro de una cierta región del sistema. Imaginen que estos planetas son mucho más numerosos, y que aquellas órbitas que están muy inclinadas con respecto al resto se aplanan.

de lo contrario, ajustado de otra manera, deberíamos tener un anillo alrededor del Sol, produciendo así una configuración no muy diferente de la que ahora se atribuye a Saturno.

Es tentador detenerse aún más tiempo en este hermoso sistema, especular sobre el aspecto que tendría el anillo para un habitante de Saturno, conjeturar si debe considerarse como una característica permanente de nuestro sistema, de la misma manera que atribuimos permanencia a nuestra Luna o a los satélites de Júpiter. Visto desde cualquier punto de vista, la cuestión está llena de interés y ofrece abundante trabajo para todo tipo de astrónomos. Si cuenta con un buen telescopio, entonces tiene tareas amplias que cumplir en la tarea de observar, dibujar y medir. Si es uno de esos astrónomos útiles que dedican sus energías no al trabajo directo con el telescopio, sino a realizar cálculos basados en las observaciones de otros, entonces el hermoso sistema de Saturno proporciona material en abundancia. Debe predecir las diferentes fases del anillo, anunciar a los astrónomos cuándo se puede ver mejor cada característica y a qué hora se puede determinar mejor cada elemento. También debe predecir los momentos de los movimientos de los satélites de Saturno y los demás fenómenos de un sistema más complejo que el de Júpiter.

Finalmente, si el astrónomo pertenece a esa categoría —quizás, desde algunos puntos de vista, la categoría más elevada de todas— que emplea las investigaciones más profundas del intelecto humano para desentrañar los problemas dinámicos de la astronomía, él también encuentra en Saturno problemas que ponen a prueba hasta el límite, aunque no trasciendan por completo, los más elevados vuelos del análisis. Descubre en el anillo de Saturno un objeto tan completamente distinto a todo lo demás, que es necesario forjar nuevas herramientas matemáticas para enfrentarlo. Encuentra en el sistema tantas características extraordinarias y tal delicadeza en su ajuste, que se ve obligado a admitir que, si no hubiera visto realmente los anillos de Saturno ante sí, no habría creído posible tal sistema. El trabajo del matemático en este maravilloso sistema se encuentra actualmente apenas en sus inicios. No solo son las investigaciones de carácter tan abstracto que exigen el mayor genio en esta rama de la ciencia, sino que incluso hasta ahora no se han acumulado los materiales necesarios para la investigación. En una discusión de esto

En cualquier caso, la observación debe preceder al cálculo. Las escasas observaciones obtenidas hasta ahora, por más que puedan ilustrar la belleza del sistema, siguen siendo completamente insuficientes para sentar las bases de esa gran teoría matemática sobre Saturno que eventualmente deberá ser redactada.

Pero Saturno interesa a una clase de personas mucho más numerosa que aquellas dedicadas especialmente a la astronomía. Es de interés, debe serlo, para toda persona culta que tenga el más mínimo amor por la naturaleza. Un amante de lo pintoresco no puede contemplar Saturno a través de un telescopio sin experimentar las emociones más intensas; mientras que, si su lectura y reflexión le han hecho tomar conciencia de la colosal magnitud del objeto al que mira, se verá obligado a admitir que no existe espectáculo más notable en toda la naturaleza.

Hemos reflexionado tanto tiempo sobre los encantos de los anillos de Saturno que solo podemos dar una descripción muy breve de ese sistema de satélites que acompaña al planeta. Ya hemos tenido ocasión de aludir más de una vez a estos cuerpos; ahora solo queda enumerar algunos detalles adicionales.

Fue el 25 de marzo de 1655 cuando Huygens detectó el primer satélite de Saturno, a cuya perspicacia debemos el descubrimiento de la verdadera forma de los anillos. La tarde del día mencionado, Huygens estaba examinando Saturno con un telescopio construido por él mismo, cuando observó un pequeño objeto parecido a una estrella cerca del planeta. La noche siguiente repitió sus observaciones, y se comprobó que esa “estrella” acompañaba al planeta en su movimiento por el cielo. Esto demostró que ese pequeño objeto era realmente un satélite de Saturno, y posteriores observaciones revelaron que orbitaba alrededor del planeta en un período de 15 días, 22 horas y 41 minutos. Así comenzó esa serie numerosa de descubrimientos de satélites que acompañan a Saturno. Uno tras otro fueron detectados, de modo que en la actualidad se conocen no menos de nueve que acompañan al gran planeta en sus desplazamientos. Sin embargo, los descubrimientos posteriores no fueron realizados por Huygens, ya que abandonó la búsqueda de otros satélites por motivos que suenan extraños a los oídos modernos, pero…

que estaban en total acuerdo con las ideas de su época. Parece que, partiendo de algún principio de simetría, Huygens pensó que sería coherente con la lógica de las cosas que el número de satélites, o planetas secundarios, fuera igual al número de los planetas primarios. Los planetas primarios, incluida la Tierra, eran seis; y el descubrimiento de Huygens hizo que el número total de satélites también fuera seis. La Tierra tenía uno, Júpiter cuatro, Saturno uno, y así el sistema quedaba completo.

Sin embargo, la naturaleza no conoce doctrinas aritméticas como aquellas que Huygens le atribuía. De haber estado menos influenciado por tales prejuicios, quizá habría podido anticiparse al trabajo de Cassini, quien, al descubrir otros satélites de Saturno, demostró la absurdidad de la doctrina de la igualdad numérica entre planetas y satélites. A medida que se hacían nuevos descubrimientos, el número de satélites superó inicialmente al de los planetas; pero en tiempos recientes, cuando se descubrió un gran número de planetas menores, el número de planetas alcanzó rápidamente y superó con creces el número de sus satélites.

Fue en 1671, unos dieciséis años después del descubrimiento del primer satélite de Saturno, cuando Cassini descubrió un segundo. Este es el más exterior de los satélites antiguos; tarda 79 días en completar una órbita alrededor de Saturno. Al año siguiente descubrió otro; y doce años después, en 1684, otros dos más; lo que elevó el total a cinco satélites para este planeta.

La complejidad del sistema de Saturno ya no tenía rival en los cielos. Saturno tenía cinco satélites, mientras que Júpiter solo tenía cuatro; además, al menos uno de los satélites de Saturno, llamado Titán, era más grande que cualquier satélite de Júpiter.[28] Algunos de los descubrimientos de Cassini se hicieron con telescopios de dimensiones realmente enormes. La longitud del instrumento, o mejor dicho, la distancia a la que se colocaba la lente, era de cien pies o más desde el ojo del observador. Parecía casi imposible seguir avanzando en la investigación telescópica con instrumentos de este tipo tan voluminosos. Finalmente, sin embargo, comenzó a surgir una gran reforma en la construcción de instrumentos astronómicos. En manos de Herschel, se descubrió que era posible construir

reflejando
telescopios
de
dimensiones
manejables,
que eran tanto
más potentes como más
exactos
que las lentes de larga distancia de Cassini.
Louvain, 12 de abril de 1892. Un gran instrumento de este tipo, de cuarenta pies de largo, recién terminado por Herschel, fue dirigido hacia Saturno el 28 de agosto de 1789. Nunca antes el maravilloso planeta había sido sometido a un examen tan minucioso. Herschel conocía bien el trabajo de sus predecesores. Había observado con frecuencia a Saturno y sus cinco lunas mediante telescopios de menor calidad; ahora volvió a ver las cinco lunas y un objeto parecido a una estrella tan cerca del plano de los anillos que supuso que se trataba de un sexto satélite. Existía un método rápido para comprobar esta conjetura. En aquel momento, Saturno se movía rápidamente por los cielos. Si este nuevo objeto era realmente un satélite, entonces debía ser arrastrado por Saturno. Herschel observó con ansiedad para ver si así era. Un breve tiempo fue suficiente para responder a la pregunta; en dos horas y media, el planeta se había desplazado a una distancia considerable, llevándose consigo no solo los cinco satélites ya conocidos, sino también este sexto objeto. Si se hubiera tratado de una estrella, habría quedado atrás; no quedó atrás, y por lo tanto también era un satélite. Así, tras el largo transcurso de un siglo, la descubrimiento telescópico de satélites de Saturno se reanudó. Herschel, como era su costumbre, observó este objeto con incansable fervor y descubrió que estaba mucho más cerca de Saturno que cualquiera de los satélites conocidos anteriormente. De acuerdo con la ley general de que cuanto más cerca…

satélite, cuanto más corto es el período de revolución, Herschel descubrió que esta pequeña luna completaba una revolución en aproximadamente 1 día, 8 horas y 53 minutos. El mismo gran telescopio, utilizado con la misma habilidad sin igual, pronto llevó a Herschel a un descubrimiento aún más interesante. Un objeto tan pequeño que solo aparecía como un punto muy diminuto en el gran reflector de cuarenta pies también fue detectado por Herschel, y él demostró que se trataba de un satélite, tan cercano al planeta que completaba una revolución en el breve período de 22 horas y 37 minutos. Se trata de un objeto extremadamente delicado, que solo puede ser visto con los mejores telescopios durante los breves intervalos en que no queda completamente oculto por el anillo.

De nuevo transcurrió un largo intervalo, y durante casi cincuenta años el sistema de Saturno se consideró compuesto por la serie de anillos y los siete satélites. El siguiente descubrimiento tiene un interés histórico singular. Fue hecho simultáneamente por dos observadores: el profesor Bond, de Cambridge, Massachusetts, y el señor Lassell, de Liverpool; pues el 19 de septiembre de 1848, ambos astrónomos verificaron que un pequeño punto que cada uno de ellos había visto en noches anteriores era realmente un satélite. Este objeto, sin embargo, se encuentra a una distancia considerable del planeta, y necesita 21 días, 7 horas y 28 minutos para completar una revolución; es el séptimo en orden desde el planeta.

No obstante, otro satélite exterior extremadamente tenue fue detectado mediante fotografía los días 16, 17 y 18 de agosto de 1898, por el profesor W.H. Pickering. Este objeto está mucho más lejos del planeta que los satélites más grandes y antiguos. Su movimiento aún no ha sido determinado por completo, pero probablemente necesite no menos de 490 días para realizar una sola revolución.

A partir de las observaciones de los satélites, se ha descubierto que 3.500 esferas tan pesadas como Saturno tendrían el mismo peso que el sol.

El profesor Kirkwood observó una ley que relaciona los movimientos de los cuatro satélites internos de Saturno. Esta ley se cumple de tal manera que lleva a suponer que surge de la atracción mutua entre los satélites. Ya hemos descrito una ley similar.

en relación con tres de los satélites de Júpiter. El problema relacionado con Saturno, que involucra nada menos que cuatro satélites, es de una complejidad extraordinaria. Implica la teoría de las perturbaciones en un grado mayor del que los matemáticos están acostumbrados a utilizar al investigar las características más comunes de nuestro sistema. Para expresar esta ley es necesario recurrir a los movimientos diarios de los satélites; estos son, respectivamente:

Satélite. Movimiento diario.
I. 382°·2.
II. 262°·74.
III. 190°·7.
IV. 131°·4.

La ley establece que si a cinco veces el movimiento del primer satélite se le suma el del tercero y cuatro veces el del cuarto, el total será igual a diez veces el movimiento del segundo satélite. El cálculo es el siguiente:

5 veces I. equivale a
1911°·0
III. equivale a 190°·7
II. 262°·74
4 veces IV. equivale a
10
525°·6
——— ————
2627°·4
2627°·3 es casi igual a

Nada puede ser más sencillo que verificar esta ley; pero la tarea de demostrar la razón física por la cual debe cumplirse aún no se ha llevado a cabo.

Saturno era el planeta más distante conocido por los antiguos. Orbita muy lejos de los demás planetas antiguos, y hasta el descubrimiento de Urano en el año 1781, la órbita de Saturno podía considerarse como la

Frontera del sistema solar. El planeta anillado era, sin duda, un objeto digno de ocupar una posición tan distinguida. Pero ahora sabemos que la poderosa órbita de Saturno no se extiende hasta las fronteras del sistema solar; un descubrimiento espléndido, que condujo a otro aún más maravilloso, ha ampliado enormemente esos límites al revelar dos planetas poderosos que giran a una distancia considerable, muy más allá de la trayectoria de Saturno. Estos objetos no poseen la belleza de Saturno; de hecho, en ningún sentido constituyen imágenes telescópicas satisfactorias. Sin embargo, estos planetas exteriores despiertan un interés de tipo muy especial. El descubrimiento de cada uno de ellos representa un acontecimiento clave en la historia de la astronomía, y se ha sostenido, quizás con razón, que el descubrimiento de Neptuno, el más lejano de los dos, es el mayor logro en astronomía alcanzado desde la época de Newton.

CAPÍTULO XIV
URANO.
Contraste entre Urano y los otros grandes planetas—William Herschel—Su nacimiento y origen—Llegada de Herschel a Inglaterra—Su amor por el conocimiento—Inicio de sus estudios astronómicos—Construcción de telescopios—Construcción de espejos—El profesor de música se convierte en astrónomo—La investigación metódica—13 de marzo de 1781—El descubrimiento de Urano—La delicadeza de la observación—¿Era el objeto un cometa?—La importancia de este descubrimiento—La fama de Herschel—Jorge III y el músico de Bath—El astrónomo del rey en Windsor—El planeta Urano—Datos numéricos al respecto—Los cuatro satélites de Urano—Sus órbitas circulares—Primeras observaciones de Urano—Las observaciones de Flamsteed—Lemonnier vio a Urano—Utilidad de sus mediciones—La trayectoria elíptica—El gran problema que esto plantea.

Para el presente autor, siempre ha parecido que la historia de Urano y las circunstancias relacionadas con su descubrimiento constituyen uno de los episodios más agradables e interesantes de toda la historia de la ciencia. Aquí ocupamos una posición completamente nueva en el estudio del sistema solar. Todos los demás grandes planetas eran conocidos desde la antigüedad, por más erróneas que fueran las ideas que se tenían sobre ellos. Eran objetos destacados, y por sus movimientos era difícil que no atrajeran la atención de quienes se dedicaban a observar las estrellas. Pero ahora llegamos a un gran planeta, cuya existencia era completamente desconocida para los antiguos; por lo tanto, al abordar este tema, primero debemos describir el descubrimiento real de este objeto y luego considerar qué podemos saber acerca de su naturaleza física.

En páginas anteriores hemos tenido ocasión de mencionar el venerado nombre de William Herschel en relación con diversos campos de la astronomía; pero hasta ahora hemos pospuesto deliberadamente cualquier referencia más explícita a este hombre extraordinario hasta llegar a esta etapa de nuestro trabajo. La historia de Urano, al menos en sus primeras fases, es la historia de los inicios…

La carrera de William Herschel. Sería igualmente imposible e indeseable intentar separarlas.

William Herschel, el ilustre astrónomo, nació en Hannover en 1738. Su padre era un hombre talentoso que, de manera algo humilde, ejercía la profesión de profesor de música. Tenía una familia de diez hijos, de los cuales William era el cuarto; cabe señalar que todos los miembros de la familia de los que se ha conservado registro heredaron los talentos musicales de su padre y se convirtieron en intérpretes destacados. Se han hecho descripciones interesantes de esta familia, de la extraordinaria aptitud de William, de las largas discusiones sobre música y filosofía, y de su hermana menor Caroline, destinada años más tarde a una carrera ilustre. William aprendió rápidamente todo lo que su maestro podía enseñarle en las ramas habituales del conocimiento, y a los catorce años ya era un intérprete competente del oboe y el violín. Trabajó en la orquesta de la corte de Hannover y también fue miembro de la banda de la Guardia Hannoveriana. Pronto, tiempos turbulentos perturbaron la familia de Herschel. Los franceses invadieron Hannover, la Guardia Hannoveriana fue derrotada en la batalla de Hastenbeck, y el joven William Herschel tuvo algunas experiencias desagradables en la guerra real. Su salud no era muy buena, y decidió cambiar de profesión. El método que utilizó para hacerlo es uno que sus biógrafos difícilmente podrían defender; pues, dicho claramente, desertó y logró escapar a Inglaterra. Según fuentes indiscutibles, en la primera visita de Herschel al rey Jorge III, más de veinte años después, el propio rey le concedió el perdón, redactado en la forma correspondiente.

A los diecinueve años, el joven músico comenzó a buscar su fortuna en Inglaterra. Al principio se encontró con grandes dificultades, pero el trabajo duro y la habilidad superaron todas las barreras, y para cuando tenía veintiséis años ya estaba completamente establecido en Inglaterra y prosperando en su profesión. En el año 1766, Herschel ocupaba una posición de cierto prestigio en el mundo musical; se había convertido en organista de la Capilla Octágona en

Bath, y su tiempo lo dedicaba por completo a dar clases a sus numerosos alumnos, así como a prepararse para conciertos y oratorios.

A pesar de su agitada vida profesional, Herschel conservó esa sed insaciable de conocimiento que tenía desde niño. Cada momento que podía sacar de sus compromisos musicales lo dedicaba con entusiasmo al estudio. En su deseo de perfeccionar sus conocimientos sobre las partes más complejas de la teoría musical, tuvo que aprender matemáticas; de allí, la transición a la óptica fue natural; y una vez que comenzó a estudiar óptica, naturalmente llegó a conocer el telescopio y, de ahí, a la astronomía misma.

Sus inicios fueron a una escala muy modesta. Fue a través de un telescopio pequeño e imperfecto como el gran astrónomo obtuvo su primera visión de las maravillas celestes. Sin duda, ya había observado frecuentemente el cielo en noches claras y admirado los miles de estrellas con las que estaba adornado; pero ahora, cuando pudo mejorar ligeramente su capacidad de visión, obtuvo una vista que lo fascinó. Las estrellas que antes había visto ahora las veía con mucha más claridad; pero, más aún, descubrió que miríadas de otras, anteriormente invisibles, ahora se le revelaban. Verdaderamente glorioso es este espectáculo para cualquiera que posea un ápice de entusiasmo por la belleza natural. Para Herschel, esta visión cambió de inmediato el curso completo de su vida. Su éxito como profesor de música, sus oratorios y sus alumnos pronto serían olvidados, y el resto de su vida estaría dedicado a la apasionante búsqueda de una de las ciencias más nobles.

Herschel no podía conformarse con el instrumento pequeño e imperfecto que primero despertó su interés. A lo largo de su carrera decidió ver todo por sí mismo de la mejor manera posible, según lo permitieran sus capacidades. Inmediatamente decidió adquirir un instrumento mejor y escribió a un famoso óptico de Londres con el fin de hacer la compra. Pero el precio que el óptico pedía parecía superior a lo que Herschel creía que podía o debía pagar. De inmediato, su determinación…

Debía tener un buen telescopio, y como no podía comprarlo, decidió fabricarlo él mismo. Fue una suerte, tanto para Herschel como para la ciencia, que las circunstancias lo impulsaran a tomar esa decisión. Sin embargo, a primera vista, ¡qué poco prometedor parecía ese empeño! Que un profesor de música, ocupado día y noche, esperara, sin formación previa, tener éxito en una tarea que requería las más altas habilidades mecánicas y ópticas, parecía realmente poco probable. Pero el entusiasmo y el genio no conocen dificultades insuperables. Después de dirigir un concierto brillante en Bath, cuando esa ciudad estaba en la cúspide de su fama, Herschel regresaba corriendo a casa y, sin siquiera detenerse para quitarse los volantes de encaje, se lanzaba a sus trabajos manuales de pulir espejos y lentes. Ningún alquimista de la antigüedad estuvo nunca tan absorto en un proyecto para convertir plomo en oro como Herschel en su determinación de tener un telescopio. Transformó su hogar en un laboratorio; de su salón hizo un taller de carpintería. Los tornos eran el mobiliario de su mejor dormitorio. Debía tener un telescopio, y a medida que avanzaba, decidió que no solo quería uno bueno, sino uno muy bueno; y a medida que el éxito animaba sus esfuerzos, finalmente logró construir el telescopio más grande que el mundo había visto hasta entonces. Aunque nos ocupamos de Herschel como astrónomo, debemos señalar que, incluso como fabricante de telescopios, gozó de gran fama y de un notable éxito comercial. Cuando el mundo comenzó a resonar con sus gloriosas descubrimientos, y cuando se supo que no utilizaba otros telescopios que aquellos que eran fruto de su propio trabajo, surgió una demanda de instrumentos de su fabricación. Se dice que fabricó más de ochenta telescopios grandes, además de muchos otros de menor tamaño. Varios de estos instrumentos fueron adquiridos por príncipes y gobernantes extranjeros.[29] Nunca hemos oído decir que alguna de estas ilustres personalidades se convirtiera en astrónomo famoso, pero, en todo caso, parece que pagaron generosamente a Herschel por su habilidad, de modo que, con la venta de los telescopios grandes, pudo obtener lo que podría considerarse una fortuna dentro de los estándares modestos de un hombre de ciencia.

Hasta la mitad de su vida, Herschel era desconocido para el público, salvo como un músico trabajador, de considerable renombre en su profesión, no solo en Bath, sino en todo el oeste de Inglaterra. La fabricación de telescopios era simplemente la ocupación de sus momentos libres, y la mayoría de quienes conocían y respetaban sus logros musicales no tenían conocimiento de ello. Fue en 1774 cuando Herschel contempló por primera vez los cielos a través de un instrumento construido con sus propias manos. Era un instrumento pequeño en comparación con los que fabricaría más tarde, pero de inmediato experimentó las ventajas de ser él mismo quien lo construía. Noche tras noche podía introducir las mejoras que le sugería la experiencia: en una ocasión ampliaba los espejos; en otra, reconstruía el montaje o intentaba corregir defectos en los oculares. Con una perseverancia incansable, buscaba la más alta excelencia, y con cada avance descubría que podía adentrarse aún más en el cielo. Su entusiasmo atrajo a algunos amigos que, al igual que él, estaban apasionadamente dedicados a la ciencia. La forma en que conoció por primera vez a Sir William Watson, quien posteriormente se convirtió en su amigo más cercano, era característica de ambos. Herschel estaba observando las montañas de la Luna, y a medida que pasaban las horas, tuvo que llevar su telescopio a la calle frente a su casa para poder continuar su trabajo. Sir William Watson pasó por allí casualmente y se detuvo ante el insólito espectáculo de un astrónomo en la calle, en plena noche, utilizando un instrumento grande y de aspecto peculiar. Al tener interés por la astronomía, Sir William se detuvo, y cuando Herschel apartó la vista del telescopio, le preguntó si podía echar un vistazo a la Luna. Se le concedió gustosamente la petición. Probablemente Herschel encontró pocos en esa ciudad bulliciosa a quienes les interesaran tales cosas; rápidamente se sintió atraído por Sir W. Watson, quien a su vez correspondió a esos sentimientos, dando así inicio a una amistad que tuvo importantes consecuencias en la carrera posterior de Herschel. Finalmente llegó el año 1781, año en el que se produciría su gran logro. Herschel había aprovechado bien siete años de experiencia práctica en astronomía y había completado un telescopio de exquisita calidad.

Perfección óptica, aunque muy inferior en tamaño a algunas de las que construyó posteriormente. Con este reflector, Herschel inició una serie de observaciones metódicas. Elaboró un plan para examinar sistemáticamente todas las estrellas que superaban cierto grado de brillo. No queda del todo claro qué objetivo se propuso Herschel al emprender esta tarea, pero, en cualquier caso, difícilmente podría haber anticipado el extraordinario éxito con el que se coronaría su trabajo. Durante esta revisión, el telescopio se dirigía hacia una estrella; esa estrella era examinada; luego se introducía otra en el campo de visión, y también ella era examinada. Bajo tales circunstancias, cada estrella solo se muestra como un punto de luz; dicho punto puede ser brillante o no, según sea brillante o no la estrella; además, mostrará, por supuesto, el color de la estrella, pero no podrá presentar un tamaño o forma reconocibles. De hecho, cuanto mayor es la perfección del telescopio, menor es la imagen telescópica de una estrella.

No se nos dice cuántas estrellas examinó Herschel en esta revisión; pero, en todo caso, en la inolvidable noche del 13 de marzo de 1781, seguía llevando a cabo la tarea que se había impuesto entre las estrellas de la constelación de Géminis. Sin duda, una estrella tras otra fue introducida en el campo de visión y luego desapareció. Finalmente, sin embargo, se colocó en el campo un objeto que difería de todas las demás estrellas. No era simplemente un punto de luz; tenía un disco diminuto, pero aún así perfectamente reconocible. Decimos que el disco era perfectamente reconocible, pero debemos añadir con cuidado que así era únicamente en el excelente telescopio de Herschel. Otros astrónomos ya habían visto este objeto antes. De hecho, su posición ya había sido medida nada menos que diecinueve veces antes de que el músico de Bath lo observara con su telescopio casero, pero los observadores anteriores solo lo habían visto con instrumentos meridionales de baja potencia de ampliación. Incluso después del descubrimiento, y cuando observadores bien entrenados con buenos instrumentos volvieron a mirar bajo la dirección de Herschel, uno tras otro atestiguaron la extraordinaria agudeza de la percepción del gran astrónomo, lo que le permitió distinguirlo de una estrella casi a primera vista.

Si no es una estrella, ¿qué podría ser entonces? El primer paso para poder responder a esta pregunta fue observar el cuerpo durante algún tiempo. Esto es lo que hizo Herschel. Lo observó noche tras noche, y pronto descubrió otra diferencia fundamental entre este objeto y una estrella común. Las estrellas se caracterizan, por supuesto, por su fijidad, pero este objeto no era fijo; noche tras noche, su posición cambiaba con respecto a las estrellas. Ya no cabía duda de que este cuerpo formaba parte del sistema solar, y de que se había hecho un descubrimiento interesante; sin embargo, pasaron muchos meses antes de que Herschel comprendiera el verdadero valor de su logro. No se dio cuenta de que había hecho el magnífico descubrimiento de otro planeta enorme que orbitaba más allá de Saturno; pensó que solo podía tratarse de un cometa. Sin duda, este objeto se parecía mucho a un gran cometa, adornado con una cola. No obstante, no era tan diferente de algunas formas de cometas visibles mediante telescopio como para hacer poco probable que se tratara de un cuerpo de ese tipo; y el descubrimiento se anunció inicialmente de acuerdo con esta idea. Fue necesario esperar antes de poder determinar la verdadera naturaleza del objeto. Era preciso seguirlo durante una distancia considerable a lo largo de su órbita, y tomar mediciones de su posición en diferentes épocas, antes de que fuera posible para los matemáticos calcular la trayectoria que seguía el cuerpo; una vez, sin embargo, que se prestó atención al tema, muchos astrónomos ayudaron a realizar las observaciones necesarias. Estas fueron puestas en manos de los matemáticos, y se concluyó que este cuerpo no era un cometa, sino que, al igual que todos los planetas, orbitaba en una trayectoria casi circular alrededor del sol, y que dicha trayectoria se encontraba a millones de millas más allá de la órbita de Saturno, que durante tanto tiempo se había considerado el límite del sistema solar.

Es difícil sobreestimar la importancia de este espléndido descubrimiento. Los cinco planetas eran conocidos desde la antigüedad; en las épocas adecuadas, eran perfectamente visibles a simple vista. Pero ahora se descubrió que, mucho más allá del más externo de estos planetas, orbitaba otro planeta magnífico, más grande que Mercurio o Marte, más grande —mucho más— que Venus y la Tierra, y solo superado en tamaño por Júpiter y por

Saturno. Este magnífico nuevo planeta fue arrojado al espacio a tal profundidad que, pese a sus nobles proporciones, parecía simplemente una estrella diminuta, y solo en raras ocasiones estaba al alcance del ojo desnudo. A este gran globo le llevaba ochenta y cuatro años completar su majestuosa trayectoria, y el diámetro de dicha trayectoria era de 3.600.000.000 de millas.

Aunque la historia de la astronomía es el registro de descubrimientos brillantes: los trabajos de Copérnico y Kepler, los logros telescópicos de Galileo y la espléndida teoría de Newton, el refinado descubrimiento de la aberración de la luz y muchos otros triunfos imperecederos del intelecto, este logro del organista de la Capilla Octogonal ocupa una posición completamente diferente a cualquier otro. Nunca antes había existido ningún registro histórico del descubrimiento de uno de los cuerpos del sistema al que pertenece la Tierra. Sin duda, los planetas más antiguos fueron descubiertos por alguien, pero podemos decir muy poco sobre esos descubrimientos, al igual que sobre el descubrimiento del sol o de la luna; todos son, en esencia, prehistóricos. Aquí se produjo el primer caso registrado del descubrimiento de un planeta que, al igual que la Tierra, gira alrededor del sol y, como nuestra Tierra, podría ser, en teoría, un mundo habitado. Un logro tan único captó de inmediato la atención de todo el mundo científico. El maestro de música de Bath, hasta entonces desconocido como astrónomo, fue rápidamente colocado entre los más destacados entre quienes podían llevar ese título. Por doquier se manifestó un gran interés por este filósofo desconocido. El nombre de Herschel, entonces ajeno a los oídos ingleses, apareció en todas las revistas, y se ha conservado una curiosa lista de los errores cometidos al escribir su nombre. Las diferentes sociedades científicas se apresuraron a enviar sus felicitaciones por una ocasión tan memorable.

Las noticias del descubrimiento realizado por el músico de Hannover llegaron a los oídos de Jorge III, quien ordenó que Herschel acudiera a la corte para que el rey pudiera conocer cuál era realmente su logro de boca del propio descubridor. Herschel trajo consigo uno de sus telescopios y se provistió de un mapa del sistema solar para explicar con precisión cuál era la importancia de su descubrimiento. El rey quedó sumamente impresionado.

Estaban interesados en la narrativa de Herschel, y no menos en el propio Herschel. El telescopio fue instalado en Windsor, y bajo la guía del astrónomo, al Rey se le mostró Saturno y otros objetos célebres. También se cuenta cómo, al día siguiente, las damas de la corte le pidieron a Herschel que les mostrara las maravillas que tanto habían complacido al Rey. El telescopio fue colocado debidamente en una ventana de uno de los apartamentos de la Reina, pero cuando llegó la noche, el cielo estaba cubierto de nubes y no se podían ver estrellas. Era una experiencia con la que Herschel, como cualquier otro astrónomo, estaba desafortunadamente demasiado familiarizado. Pero no todo astrónomo habría mostrado la misma disposición de Herschel para salir elegantemente de esa situación. Les mostró a sus alumnas cómo estaba construido el telescopio; explicó el espejo, cómo lo había fabricado y pulido; y luego, al ver que las nubes eran impenetrables, propuso que, ya que no podía mostrarles el verdadero Saturno, exhibiría uno artificial como el mejor sustituto. Una vez concedida la autorización, Herschel dirigió el telescopio lejos del cielo y lo apuntó hacia la pared de un jardín distante. Al mirar a través del telescopio, allí estaba Saturno, con su esfera y su sistema de anillos, representado con tal fidelidad que, según Herschel, incluso un astrónomo experimentado podría haber sido engañado. La verdad era que, durante el día, Herschel había visto que probablemente el cielo estaría cubierto de nubes por la noche, y había preparado una solución de emergencia cortando un agujero en un trozo de cartón en forma de Saturno, el cual se colocaba luego contra la pared del jardín distante e iluminado por una lámpara en la parte posterior.

Esta visita a Windsor tuvo consecuencias trascendentales para Herschel y para la ciencia. Había causado una impresión tan favorable que el Rey propuso crear para él el cargo especial de Astrónomo Real en Windsor. El Rey se encargaría de proporcionar los medios para instalar los grandes telescopios, y asignó a Herschel un salario de 200 libras al año; cabe admitir que estas cifras se basaban en una estimación algo moderada de las necesidades de un hogar de astrónomo. Herschel no mencionó estos detalles a nadie más que a su amigo constante y generoso, Sir W. Watson, quien exclamó: “Nunca se ha comprado un honor real a tan bajo precio”.

A otros interesados, Herschel simplemente dijo que el Rey se había encargado de él. Al aceptar ese cargo, el gran astrónomo sin duda dio un paso importante. Inmediatamente sacrificó por completo su carrera musical, que en aquel entonces era, según muchas fuentes, muy lucrativa; pero su determinación fue rápida. Sabía que la dedicación que ya había mostrado a la astronomía era solo el comienzo de una serie de trabajos memorables. De hecho, hacía tiempo que sentía que era su deber seguir el camino en la vida que indicaba su genio. Ya no era un joven; había alcanzado la mediana edad, y los años se volvían especialmente valiosos para alguien que sabía que aún tenía una labor vital por realizar. Se liberó de inmediato de todas las distracciones: abandonó a sus alumnos y conciertos, así como toda su relación en Bath; aceptó con entusiasmo la oferta del Rey y, tras uno o dos cambios, se estableció permanentemente en Slough, cerca de Windsor.

De hecho, se ha señalado acertadamente que el acontecimiento más importante relacionado con el descubrimiento de Urano fue el descubrimiento de las incomparables capacidades de observación de Herschel. Urano tarde o temprano habría sido encontrado. Si Herschel no hubiera existido, sin duda habríamos conocido a Urano mucho antes. Lo realmente importante para la ciencia fue que se le diera a Herschel plena oportunidad de desarrollar su genio, liberándolo de los detalles absorbentes de una profesión ordinaria. El descubrimiento de Urano garantizó todo esto, y así la astronomía obtuvo todos los futuros trabajos de Herschel.[30]

Urano está tan lejano que incluso los mejores telescopios modernos no pueden ofrecer una imagen nítida de él. Podemos ver, como lo hizo Herschel, que tiene un disco medible, y a partir de las mediciones de ese disco concluimos que el diámetro del planeta es de unos 31,700 millas. Esto es aproximadamente cuatro veces el diámetro de la Tierra, por lo que el volumen de Urano debe ser unas sesenta y cuatro veces mayor que el de la Tierra. También descubrimos que, al igual que los otros planetas gigantes, Urano parece estar compuesto por materiales en general mucho más ligeros que los que encontramos aquí; de modo que, aunque sea sesenta y cuatro veces más grande que la Tierra, Urano solo es quince veces más

pesado. Si podemos confiar en las analogías de lo que vemos en todas partes del resto de nuestro sistema, apenas podemos dudar de que Urano debe rotar alrededor de un eje. Los medios habituales para demostrar esta rotación son difícilmente aplicables en un cuerpo cuya superficie parece tan pequeña y tan tenue. En consecuencia, el período de rotación es desconocido. El espectrómetro nos indica que una atmósfera notable, que contiene aparentemente algunos gases extraños a los nuestros, envuelve profundamente a Urano.

Sin embargo, hay una característica de Urano que presenta muchos puntos de interés para aquellos astrónomos que disponen de telescopios de tamaño y perfección excepcionales. Urano está acompañado por un sistema de satélites, algunos de los cuales son tan tenues que requieren un examen muy detallado para ser detectados. El descubrimiento de estos satélites fue uno de los logros posteriores de Herschel. No obstante, es sorprendente que ni siquiera su perspicacia y cuidado lo protegieran de errores con respecto a estos objetos tan delicados. Algunos de los puntos que él consideraba satélites deben haber sido, según parece ahora, simplemente estrellas enormemente más distantes que casualmente se encontraban en el campo de visión. Desde entonces se ha determinado que los satélites conocidos de Urano son cuatro en número, y sus movimientos han sido objeto de investigaciones telescópicas prolongadas e interesantes. Los cuatro satélites llevan los nombres de Ariel, Umbriel, Titania y Oberón. Ordenados según su distancia del cuerpo central, Ariel, el más cercano, completa su órbita en 2 días y 12 horas. Oberón, el más lejano, lo hace en 13 días y 11 horas.

La ley de Kepler establece que la trayectoria de un satélite alrededor de su cuerpo principal, al igual que la del cuerpo principal alrededor del sol, debe ser una elipse. Sin embargo, deja una gran libertad en cuanto a la excentricidad real de la curva. La elipse puede ser casi un círculo, puede ser un círculo absoluto, o puede ser algo completamente diferente a un círculo. Las trayectorias seguidas por los planetas son, en general, casi circulares; pero no encontramos círculos perfectos entre las órbitas planetarias. Por lo que sabemos hasta ahora, el acercamiento más cercano a un movimiento perfectamente circular es el que realizan los satélites de Urano al orbitar alrededor de su cuerpo principal. No estamos dispuestos a afirmar que estos

Las trayectorias son absolutamente circulares. Todo lo que se puede decir es que nuestros telescopios no logran detectar ninguna desviación medible con respecto a ello. También cabe señalar como circunstancia interesante que las órbitas de los satélites de Urano se encuentran todas en el mismo plano. Esto no ocurre con las órbitas de los planetas alrededor del sol, ni tampoco con las órbitas de cualquier otro sistema de satélites alrededor de su planeta principal. Sin embargo, la circunstancia más singular del sistema uraniano se encuentra en la posición que ocupa este plano. De hecho, esto constituye casi una anomalía tan grande en nuestro sistema como lo son los anillos de Saturno en sí mismos. Ya hemos tenido ocasión de observar que el plano en el que la Tierra gira alrededor del sol coincide casi por completo con los planos en los que giran todos los demás planetas grandes. Lo mismo ocurre, en gran medida, con las órbitas de los planetas menores; aunque aquí, sin duda, encontramos algunos casos en los que el plano de la órbita está inclinado en un ángulo no despreciable con respecto al plano en el que se mueve la Tierra. El plano en el que gira la Luna también se aproxima a este sistema de planos planetarios. Lo mismo ocurre con las órbitas de los satélites de Saturno y Júpiter, mientras que incluso los satélites de Marte, descubiertos más recientemente, no constituyen excepción a esta regla. Todo el sistema solar —al menos en lo que respecta a los planetas grandes— requeriría relativamente pocos cambios si sus órbitas fueran completamente aplanadas hasta quedar en un único plano. No obstante, existen algunas excepciones notables a esta regla. Los satélites de Urano giran en un plano que está lejos de coincidir con el plano al que se aproximan todas las demás órbitas. De hecho, las trayectorias de los satélites de Urano se encuentran en un plano casi perpendicular a la órbita de Urano. No estamos en condiciones de dar una explicación satisfactoria para esta circunstancia. Sin embargo, es evidente que en la génesis del sistema uraniano debió haber alguna influencia de carácter excepcional y local.

Poco después del descubrimiento del planeta Urano, en 1781, se acumularon suficientes observaciones como para poder determinar la órbita que sigue. Una vez conocida la trayectoria, ya era cuestión de cálculos matemáticos averiguar dónde se encontraba el planeta en cualquier momento del pasado y dónde se encontraría en cualquier momento del futuro. Una circunstancia interesante…

Se planteó, pues, la pregunta de hasta qué punto sería posible encontrar alguna observación del planeta realizada antes de su descubrimiento por Herschel. Urano parece una estrella de sexta magnitud. Pocos astrónomos contaban con telescopios de la perfección alcanzada por Herschel, y la delicadeza de percepción personal característica de él era una cualidad aún más rara. Por lo tanto, era de esperar que, si existían tales observaciones anteriores, estas solo registraran a Urano como una estrella visible e incluso brillante bajo un telescopio de tamaño moderado, pero sin merecer una atención excepcional entre miles de estrellas aparentemente similares. Muchos de los primeros astrónomos se dedicaron al trabajo útil y laborioso de elaborar catálogos de estrellas. En la preparación de un catálogo estelar, el telescopio se dirigía hacia el cielo, se observaban las estrellas, se medían cuidadosamente sus posiciones, también se estimaba la luminosidad de cada estrella, y así se iba compilando gradualmente el catálogo en el que cada estrella tenía registrado fielmente su lugar, para que pudiera ser identificada en cualquier momento futuro. De este modo, se registraron cientos y miles de estrellas en diferentes fechas, desde el nacimiento de la astronomía precisa hasta la actualidad. Se sugirió entonces que, dado que Urano se parecía tanto a una estrella y era lo suficientemente brillante como para haber llamado la atención de astrónomos que contaban incluso con instrumentos de capacidad bastante modesta, existía la posibilidad de que ya hubiera sido observado y, por lo tanto, estuviera registrado como una estrella en algunos de los catálogos más antiguos. De hecho, se trataba de una idea digna de toda atención y llena de las consecuencias más importantes en relación con el descubrimiento inmortal que analizaremos en el próximo capítulo. Pero, ¿cómo se podría llevar a cabo tal examen de los catálogos? Urano se mueve constantemente; ¿no parece que hay todo tipo de incertidumbre en una investigación de este tipo? Consideremos un ejemplo notable.

El gran observatorio nacional de Greenwich fue fundado en 1675, y el primer Astrónomo Real fue el ilustre Flamsteed, quien en 1676 comenzó esa serie de observaciones de los cuerpos celestes que se ha continuado hasta nuestros días, con beneficios incalculables para la ciencia.

Al principio, los instrumentos eran de una descripción bastante primitiva, pero con el paso de los años Flamsteed logró adquirir instrumentos adecuados para elaborar un catálogo de estrellas, y se dedicó a esta tarea con un celo extraordinario. Es en esta obra memorable, la “Historia Cœlestis” de Flamsteed, donde se registra la primera observación de Urano. En primer lugar, se sabía que la órbita de este cuerpo, al igual que la órbita de todos los demás planetas grandes, estaba inclinada en un ángulo muy pequeño con respecto a la eclíptica. De ello se deduce que Urano solo puede encontrarse en todo momento a lo largo de la eclíptica, y es posible calcular dónde se encontraba el planeta cada año. Así se comprobó que en 1690 el planeta se encontraba en esa parte de la eclíptica donde Flamsteed realizaba sus observaciones en la misma fecha. Era lógico examinar las observaciones de Flamsteed para ver si alguna de las llamadas estrellas podía ser en realidad Urano. En la “Historia Cœlestis” se encontró un objeto que ocupaba una posición idéntica a la que debía ocupar Urano en esa misma fecha. ¿Podría tratarse de Urano? Inmediatamente hubo una prueba decisiva: el telescopio se dirigió hacia el punto del cielo donde Flamsteed había visto una estrella de sexta magnitud. Si realmente se trataba de una estrella, ¿seguiría siendo visible? Se realizó la prueba: no se encontró tal estrella, y por lo tanto la suposición de que se trataba realmente de Urano difícilmente podía ser puesta en duda ni por un instante. Pronto llegaron otras confirmaciones: se demostró que Urano también había sido observado por Bradley y por Tobias Mayer, y también quedó claro que Flamsteed no solo lo había observado una vez, sino que incluso había medido su posición cuatro veces en los años 1712 y 1715. Sin embargo, Flamsteed nunca tuvo conciencia del descubrimiento que estaba tan cerca de su alcance. Por supuesto, él creía que todas estas observaciones se referían a estrellas diferentes. Un caso aún más notable es el de Lemonnier, quien en realidad había observado Urano doce veces e incluso lo registró durante cuatro días consecutivos en enero de 1769. Si Lemonnier hubiera revisado cuidadosamente su propio trabajo; si hubiera percibido, como podría haber hecho, cómo la estrella que observó ayer había desaparecido hoy, mientras que la estrella visible hoy se habría alejado para mañana, no hay duda de que Urano habría sido descubierto y William Herschel habría sido superado. ¿Habría hecho Lemonnier un uso tan bueno de…

¿Su fama fue comparable a la de Herschel? Parece ser una pregunta que nunca podrá resolverse, pero aquellos que consideran a Herschel como un gran científico y piensan que él debería ser valorado en la misma medida, probablemente estarán de acuerdo en que fue una gran suerte para la ciencia que Lemonnier no comparara sus observaciones.[31]

Estas primeras observaciones accidentales de Urano no deben considerarse simplemente como temas de interés histórico o curiosidad. Unas pocas palabras nos permitirán demostrar que tienen una importancia capital para la propia ciencia. Cabe recordar que Urano necesita nada menos que ochenta y cuatro años para completar su enorme revolución alrededor del sol. El planeta ha completado ya una revolución completa desde su descubrimiento, y hasta el momento actual (1900) ha completado más de un tercio de otra revolución más. Para estudiar detenidamente la naturaleza de su órbita, era deseable contar con tantas mediciones como fuera posible, y que estas abarcaran el intervalo de tiempo más amplio posible. Esto se logró en gran medida gracias a la identificación de las primeras observaciones de Urano. Un conocimiento aproximado de la órbita era suficiente para determinar con suficiente precisión la posición del planeta, de modo que pudiera ser identificado cuando aparecía en los catálogos. Pero cuando, con su ayuda, se descubrieron las observaciones reales, estas nos indicaron con exactitud la posición de Urano; y así, en lugar de que nuestro conocimiento del planeta se limitara a poco más de una revolución, actualmente contamos con información sobre él que abarca mucho más de dos revoluciones.

A partir de las observaciones del planeta, se puede determinar la elipse en la que se mueve. Podemos calcular esta elipse a partir de las observaciones realizadas desde su descubrimiento. También podemos calcularla a partir de las observaciones anteriores al descubrimiento. Si las leyes de Kepler se verificaran rigurosamente, entonces, por supuesto, la elipse seguida en la revolución actual no debería diferir en ningún aspecto de la elipse seguida en la revolución anterior, o en cualquier otra revolución. Podemos comprobar esto de una manera interesante comparando la elipse obtenida a partir de las observaciones antiguas con la deducida a partir de las observaciones modernas. Estas elipses se parecen mucho entre sí; son casi idénticas; pero lo más importante es observar que no son exactamente iguales, incluso teniendo en cuenta todo.

fuente conocida de perturbación de acuerdo con los principios explicados en el capítulo siguiente. La ley de Kepler parece, por lo tanto, no ser absolutamente verdadera en el caso de Urano. Aquí hay, de hecho, un asunto que exige nuestra más seria y cuidadosa atención. ¿No hemos establecido reiteradamente la universalidad de las leyes de Kepler al controlar los movimientos planetarios? ¿Cómo, entonces, podemos reconciliar esta ley con las irregularidades que se ha demostrado sin lugar a dudas que existen en los movimientos de Urano?

Echemos un vistazo un poco más de cerca al asunto. Sabemos que las leyes de Kepler son una consecuencia de las leyes de la gravedad. Sabemos que el planeta se mueve por una trayectoria elíptica alrededor del sol, en virtud de la atracción del sol, y sabemos que esa elipse se mantendrá sin la más mínima alteración si el sol y el planeta quedan a merced de su atracción mutua, y si no interviene ninguna otra fuerza. También podemos calcular la influencia de cada uno de los planetas conocidos en la forma y posición de la órbita. Pero cuando se tienen en cuenta todas esas influencias perturbadoras, se descubre que las órbitas observadas y calculadas no coinciden. La conclusión es irrefutable: Urano no se mueve únicamente como consecuencia de la atracción del sol y de los planetas de nuestro sistema que se encuentran dentro de Urano; por lo tanto, debe haber alguna otra influencia actuando sobre Urano además de las ya conocidas. Al desarrollo de este tema se dedicará el próximo capítulo.

CAPÍTULO XV.
NEPTUNO.
Descubrimiento de Neptuno—Un logro matemático—La atracción del Sol—Todos los cuerpos atraen—Júpiter y Saturno—Las perturbaciones planetarias—Tres cuerpos—La naturaleza ha simplificado el problema—Solución aproximada—Las fuentes del éxito—El problema planteado para la Tierra—Los descubrimientos de Lagrange—La excentricidad—Necesidad de que todos los planetas giren en la misma dirección—Los descubrimientos de Lagrange no tienen el interés dramático de los logros más recientes—Las irregularidades de Urano—El planeta desconocido debe girar fuera de la órbita de Urano—Los datos del problema—Le Verrier y Adams investigan ambos la cuestión—Adams indica el lugar del planeta—Cómo se debía llevar a cabo la búsqueda—Le Verrier también resuelve el problema—El descubrimiento telescópico del planeta—Las reclamaciones rivales—Observación temprana de Neptuno—Dificultad del estudio telescópico de Neptuno—Detalles numéricos de la órbita—¿Existe algún planeta exterior?—Contraste entre Mercurio y Neptuno.

En este capítulo describimos un descubrimiento tan extraordinario que se podrían buscar en vano en todos los anales de la ciencia ejemplos similares. Aquí no nos ocupamos de las tecnicidades de la astronomía práctica. Neptuno fue revelado por primera vez mediante una profunda investigación matemática, y no por un minucioso estudio telescópico. Debemos desarrollar el relato de esta época destacada en la historia de la ciencia con todo el detalle que sea acorde a su importancia; por lo tanto, será necesario, al inicio de nuestra narrativa, hacer una incursión en un campo difícil pero interesante de la astronomía, al que hasta ahora hemos hecho poca referencia.

El poder dominante en el sistema solar es la atracción del Sol. Cada planeta del sistema experimenta esa atracción y, en virtud de ella, se ve obligado a orbitar alrededor del Sol por una trayectoria elíptica. La eficacia de un cuerpo como agente atrayente es directamente proporcional a su masa, y como la masa del Sol es más de mil veces mayor que la de Júpiter, que a su vez supera en masa a todos los demás planetas juntos, la atracción del Sol es necesariamente la principal determinante.

la fuerza de los movimientos en nuestro sistema. La ley de la gravedad, sin embargo, no dice simplemente que el sol atrae a cada planeta. La gravedad es una doctrina mucho más general, ya que afirma que todo cuerpo del universo atrae a todos los demás cuerpos. En obediencia a esta ley, cada planeta debe ser atraído, no solo por el sol, sino también por innumerables cuerpos, y el movimiento del planeta debe ser el efecto conjunto de todas esas atracciones. En cuanto a la influencia de las estrellas en nuestro sistema solar, puede descartarse de inmediato como insignificante. Las estrellas son sin duda cuerpos enormes, que en muchos casos pueden superar al sol en magnitud, pero la ley de la gravedad nos dice que la intensidad de la atracción disminuye con el cuadrado de la distancia. La mayoría de las estrellas están un millón de veces más lejos que el sol, y por lo tanto su atracción es tan leve que resulta absolutamente insignificante al analizar esta cuestión. Las únicas atracciones que necesitamos considerar son aquellas que surgen de la acción de un cuerpo del sistema sobre otro. Tomemos, por ejemplo, los dos planetas más grandes de nuestro sistema: Júpiter y Saturno. Cada uno de estos planetas gira principalmente debido a la atracción del sol, pero cada planeta también atrae a los demás, y como consecuencia cada uno es ligeramente desviado de la posición que de otro modo ocuparía. En el lenguaje de la astronomía, diríamos que la trayectoria de Júpiter se ve perturbada por la atracción de Saturno; y, a la inversa, que la trayectoria de Saturno se ve perturbada por la atracción de Júpiter.

Durante muchos años, estas irregularidades en los movimientos planetarios presentaron problemas con los que los astrónomos no podían lidiar. Poco a poco, sin embargo, se ha superado dificultad tras dificultad, y aunque sin duda aún quedan algunas pequeñas irregularidades sin explicar completamente, todos los fenómenos más grandes e importantes de este tipo están bien comprendidos. Este es uno de los temas más difíciles que el astrónomo tiene que afrontar en toda su ciencia. Aquí debe calcular qué efecto es capaz de producir un planeta sobre otro. Dichos cálculos están repletos de dificultades formidables y solo pueden superarse mediante una habilidad consumada en las ramas más elevadas de las matemáticas. Expongamos cuál es realmente el problema.

Cuando dos cuerpos se mueven en virtud de su atracción mutua, ambos girarán en una curva que puede determinarse con exactitud. Cada trayectoria es, de hecho, una elipse, y deben tener un foco común en el centro de gravedad de los dos cuerpos, considerados como un único sistema. En el caso de un sol y un planeta, en el cual la masa del sol supera enormemente a la masa del planeta, el centro de gravedad de ambos se encuentra muy cerca del centro del sol; en tal caso, la trayectoria del cuerpo más grande es muy pequeña en comparación con la trayectoria del planeta. Todas estas situaciones permiten un cálculo perfectamente preciso de carácter algo elemental. Pero ahora añadamos un tercer cuerpo al sistema, que atrae a los demás y es atraído por ellos. Como consecuencia de esta atracción, el tercer cuerpo se desplaza, y en consecuencia su influencia sobre los otros se modifica; estos, a su vez, actúan sobre él, y estas acciones y reacciones introducen una complejidad infinita en el sistema. Tal es el famoso “problema de los tres cuerpos”, que ha captado la atención de casi todos los grandes matemáticos desde la época de Newton. Expuesto desde su aspecto matemático, y sin que su complejidad disminuya por ninguna circunstancia modificadora, el problema es uno que desafía la solución. Los matemáticos aún no han podido abordar las atracciones mutuas de tres cuerpos que se mueven libremente en el espacio. Si el número de cuerpos es mayor que tres, como ocurre en realidad en el sistema solar, el problema se vuelve aún más sin esperanza.

Sin embargo, la naturaleza ha sido generosa con nosotros en este asunto. Es cierto que nos ha planteado un problema que no puede resolverse con precisión; pero ha introducido en él, como ocurre en el sistema solar, ciertas características especiales que reducen considerablemente la dificultad. Todavía no somos capaces de dar lo que un matemático describiría como una solución rigurosa del problema; no podemos resolverlo con la completitud de una suma en aritmética; pero podemos hacer algo que es casi, si no del todo, igual de útil. Podemos resolver el problema de forma aproximada; podemos averiguar cuál es el efecto de un planeta sobre otro de manera muy aproximada, y con un esfuerzo adicional podemos reducir los límites de incertidumbre hasta el punto deseado. De este modo obtenemos una solución práctica del problema, adecuada para todos los fines de la ciencia. Esto nos es de gran utilidad.

Es difícil conocer la posición de un planeta con una precisión matemática absoluta. Si podemos determinar lo que queremos con una aproximación tan cercana a la posición real que ningún telescopio pueda revelar la diferencia, entonces se habrá logrado todo objetivo práctico. La razón por la cual en este caso podemos superar las dificultades que no podemos vencer radica en el carácter excepcional del problema de los tres cuerpos tal como se presenta en el sistema solar. En primer lugar, el sol tiene una masa tan predominante que muchos factores pueden pasarse por alto, algo que sería importante si alguno de los planetas compitiera con él en masa. Otra fuente de nuestro éxito proviene de las pequeñas inclinaciones de las órbitas planetarias entre sí; además, el hecho de que las órbitas sean casi circulares también facilita enormemente el trabajo. Los matemáticos que puedan encontrarse en otras partes del universo no gozan de las mismas ventajas. Entre los sistemas estelares encontramos no pocos casos en los que habría que enfrentarse al problema de los tres cuerpos, o incluso de más de tres, sin ninguna de las circunstancias favorables que presenta nuestro sistema. En grupos como la maravillosa estrella Θ Oriónis, tenemos tres o cuatro cuerpos de tamaño similar, lo que debe generar movimientos de extrema complejidad. Incluso si los matemáticos terrestres tuvieran la audacia de abordar tales problemas, es poco probable que puedan hacerlo en los próximos siglos; dichas investigaciones deben basarse en observaciones precisas como fundamento, y las observaciones de estos sistemas lejanos son actualmente completamente insuficientes para ese fin.

La revolución ininterrumpida de un planeta alrededor del sol, de acuerdo con la ley de Kepler, garantizaría para ese planeta condiciones climáticas permanentes. La Tierra, por ejemplo, si estuviera guiada únicamente por las leyes de Kepler, regresaría cada día del año exactamente a la misma posición que ocupaba el mismo día del año anterior. De época en época, la cantidad de calor recibido por la Tierra permanecería constante si el sol siguiera sin cambios, y así el clima actual podría conservarse indefinidamente. Pero dado que se ha reconocido la existencia de perturbaciones planetarias, surgen cuestiones de suma importancia respecto a los posibles efectos que tales perturbaciones puedan tener. Ahora vemos que la trayectoria de la Tierra no está absolutamente fija.

Esa trayectoria está perturbada por Venus y por Marte; está perturbada, debe estarlo, por todos los planetas de nuestro sistema. Es cierto que en un año, o incluso en un siglo, la cantidad de alteración producida no es muy grande; la elipse que representa la trayectoria de nuestra Tierra este año no difiere considerablemente de la elipse que representaba el movimiento de la Tierra hace cien años. Pero surge la importante pregunta de si esa ligera diferencia que existe podría estar aumentando constantemente, y si al final no llegaría a adquirir proporciones tales que modificaran nuestros climas, o incluso hicieran la vida completamente imposible. De hecho, si examinamos el tema sin un cálculo atento, nada parecería más probable que ese fuera el destino de nuestro sistema. Este globo gira en una trayectoria dentro de la del poderoso Júpiter. Por lo tanto, está constantemente atraído por Júpiter, y cuando sobrepasa al enorme planeta y se coloca entre él y el sol, entonces los dos cuerpos están relativamente cerca uno del otro, y la Tierra es arrastrada hacia afuera por Júpiter. Podría suponerse que la tendencia de tales perturbaciones sería alejar gradualmente a la Tierra del sol, haciendo así que nuestro globo describiera una trayectoria cada vez más amplia. Sin embargo, no es posible resolver una cuestión dinámica mediante meros razonamientos superficiales de este tipo. La cuestión debe someterse al tribunal del análisis matemático, donde se tiene en cuenta debidamente cada elemento del caso. Tal investigación no es en modo alguno sencilla. Ocupó dignamente los brillantes talentos de Lagrange y Laplace, cuyos descubrimientos en la teoría de las perturbaciones planetarias son algunos de los logros más notables en astronomía.

No podemos intentar aquí describir el razonamiento que emplearon estos grandes matemáticos. Solo puede expresarse mediante las fórmulas del matemático, y entonces resultaría difícil de comprender sin años previos de estudio matemático. Afortunadamente, sin embargo, los resultados a los que llegaron Lagrange y Laplace, y que han sido ampliamente confirmados por el trabajo de otros matemáticos, pueden describirse en lenguaje sencillo.

Supongamos el caso del sol y de dos planetas que orbitan alrededor de él. Estos dos planetas se perturban mutuamente, pero la magnitud de esa perturbación es pequeña en comparación con el efecto que el sol ejerce sobre cada uno de ellos. Lagrange demostró que, aunque la elipse en la que se mueve cada planeta se modifica gradualmente en algunos aspectos debido a la atracción del otro planeta, existe una característica de la curva que la perturbación no puede cambiar de forma permanente: el eje más largo de la elipse, y por lo tanto, la distancia media del planeta desde el sol, que equivale a la mitad de dicho eje, debe permanecer inalterada. Se trata realmente de un descubrimiento tan importante como inesperado. Elimina de inmediato todo temor respecto al efecto que las perturbaciones pueden tener en la estabilidad del sistema. Demuestra que, pese a las atracciones de Marte y Venus, de Júpiter y de Saturno, nuestra Tierra seguirá siempre orbitando a la misma distancia media del sol, y así la sucesión de las estaciones y la duración del año, al menos en lo que respecta a este elemento, permanecerán para siempre inmutables.

Pero Lagrange fue más allá en su investigación. Se dio cuenta de que la distancia media no cambiaba, pero aún quedaba por ver si la excentricidad de la elipse trazada por la Tierra podía verse afectada por las perturbaciones. Este es un asunto de importancia casi igual al anterior. Incluso si la Tierra mantenía la misma distancia media del sol, la distancia máxima y mínima podían ser muy diferentes: la Tierra podría pasar muy cerca del sol en una parte de su órbita y luego alejarse a una gran distancia en la parte opuesta. En lo que respecta al bienestar de nuestro planeta y sus habitantes, esto es igualmente importante que la cuestión de la distancia media; demasiado calor en una mitad del año solo ofrecería una compensación insuficiente frente a la escasez de calor en la otra mitad. Lagrange sometió también esta cuestión a su análisis. Una vez más superó las dificultades matemáticas y pudo asegurar nuevamente la permanencia de nuestro sistema. Es cierto que esta vez no pudo afirmar que la excentricidad de cada órbita permanecería constante; eso no es así. Lo que sí afirma, y lo que ha demostrado ampliamente, es que…

La excentricidad de cada órbita siempre permanecerá pequeña. Aprendemos que la forma de la órbita terrestre se expande gradualmente y se contrae también gradualmente; la longitud máxima de la elipse es invariable, pero a veces se acerca más a un círculo y otras veces se vuelve más elíptica. Estos cambios se producen dentro de límites estrechos; por lo que, aunque probablemente puedan corresponder a cambios climáticos medibles, la seguridad del sistema no está en peligro, como ocurriría si la excentricidad pudiera aumentar indefinidamente. Una vez más, Lagrange aplicó los recursos de su cálculo para estudiar el efecto que las perturbaciones pueden tener en la inclinación de la trayectoria por la cual se mueve el planeta. El resultado en este caso fue similar al obtenido con respecto a las excentricidades. Si partimos de la suposición de que las inclinaciones mutuas de los planetas son pequeñas, entonces las matemáticas nos aseguran que siempre deben permanecer pequeñas. Esto nos lleva a la conclusión de que las perturbaciones planetarias no pueden afectar la estabilidad del sistema solar.

Quizás podamos apreciar aún más la importancia de estas investigaciones memorables si consideramos cuán fácilmente las cosas podrían haber sido de otra manera. Supongamos un sistema similar al nuestro en todos los aspectos, salvo uno. Que ese sistema tenga un sol, como el nuestro; un sistema de planetas y satélites como el nuestro. Que las masas de todos los cuerpos en este sistema hipotético sean idénticas a las masas en nuestro sistema, y que las distancias y los tiempos periódicos sean los mismos en ambos casos. Que todos los planos de las órbitas estén dispuestos de manera similar; y sin embargo, este sistema hipotético podría contener semillas de decadencia de las cuales el nuestro está libre. Hay un punto en el esquema imaginario que aún no hemos especificado. En nuestro sistema, todos los planetas giran en la misma dirección alrededor del sol. Supongamos que esta ley se viola en el sistema hipotético al invertir la dirección de movimiento de uno de los planetas. Ese ligero cambio por sí solo expondría al sistema al riesgo de destrucción por las perturbaciones planetarias. Aquí, pues, encontramos la necesidad de esa notable uniformidad en las direcciones en las que los planetas giran alrededor del sol. Si estas direcciones no hubieran sido uniformes, nuestro sistema habría tenido, sin duda,

La probabilidad es que hayan perecido hace siglos, y no deberíamos estar aquí discutiendo perturbaciones o cualquier otro tema.

Por grande que fuera el éxito del eminente matemático francés que realizó estos hermosos descubrimientos, fue este siglo el que presenció el triunfo definitivo del análisis matemático aplicado a la ley de la gravedad. El trabajo de Lagrange carece del interés dramático del descubrimiento hecho por Le Verrier y Adams, el cual amplió aún más el alcance del sistema solar al descubrir el planeta Neptuno, que orbita muy lejos de Urano.

Ya hemos aludido a las dificultades que se experimentaron al intentar conciliar las primeras observaciones de Urano con las realizadas desde su descubrimiento. Hemos demostrado que la trayectoria por la que orbita este planeta sufrió cambios, y que, en consecuencia, Urano debe estar sometido a la acción de alguna otra fuerza además de la atracción del sol.

Surge entonces la pregunta sobre la naturaleza de estas fuerzas perturbadoras. Según lo que ya sabemos sobre la influencia mutua entre cualquier par de planetas, parece lógico preguntarse si las irregularidades de Urano no podrían explicarse por la atracción de los otros planetas. Urano orbita justo fuera de Saturno. La masa de Saturno es mucho mayor que la masa de Urano. ¿No podría ser que Saturno tire de Urano hacia un lado, causando así esos cambios? Esta es una cuestión que debe resolver el matemático. Él puede calcular qué es capaz de hacer Saturno, y sin duda descubre que Saturno es capaz de producir algún desplazamiento en Urano. De manera similar, Júpiter, con su enorme masa, también actúa sobre Urano y provoca una perturbación que el matemático calcula. Una vez que se calcularon los valores para todos los planetas conocidos, se aplicaron a Urano, y cabría esperar que explicaran completamente las irregularidades observadas en su trayectoria. Sin embargo, no fue así. Después de tener en cuenta cuidadosamente todas las fuentes conocidas de perturbación, se comprobó que Urano seguía siendo influenciado por algún agente adicional; y de ahí se concluyó que Urano debía estar afectado por algo desconocido.

¿Qué podría ser este cuerpo desconocido, y dónde debe encontrarse? La analogía fue aquí la guía de quienes especularon sobre este asunto. No conocemos ninguna causa que pueda perturbar el movimiento de un planeta, salvo la atracción de otro planeta. ¿Podría ser que Urano estuviera realmente siendo atraído por algún otro planeta en ese momento completamente desconocido? Esta sugerencia fue hecha por muchos astrónomos, y fue posible determinar algunas condiciones que el cuerpo desconocido debía cumplir. En primer lugar, su órbita debía estar fuera de la órbita de Urano. Esto era necesario, porque el planeta desconocido tenía que ser grande y masivo para producir las irregularidades observadas. Si, por lo tanto, estuviera más cerca que Urano, sería un objeto visible y seguramente habría sido descubierto hace tiempo. También había otros razonamientos que demostraban que, si las perturbaciones de Urano eran causadas por la atracción de un planeta, ese cuerpo debía orbitar fuera del globo descubierto por Herschel. Las analogías generales del sistema planetario también podían invocarse en apoyo de la hipótesis de que la trayectoria del planeta desconocido, aunque necesariamente elíptica, no difería mucho de un círculo, y que el plano en el que se movía también debía coincidir casi por completo con el plano de la órbita terrestre.

Las desviaciones medidas de Urano en los diferentes puntos de su órbita eran los únicos datos disponibles para el descubrimiento del nuevo planeta. Teníamos que ajustar la órbita del cuerpo desconocido, así como la masa del propio planeta, de tal manera que se explicaran las diversas perturbaciones. Supongamos, por ejemplo, una distancia determinada para el cuerpo hipotético, e intentemos asignarle una órbita y una masa que expliquen esas perturbaciones a esa distancia. Nuestra primera suposición quizás sea demasiado alta; probamos de nuevo con una distancia menor. Ahora podemos representar las observaciones con mayor precisión. Un tercer intento dará un resultado aún más cercano, hasta que finalmente se determine la distancia del planeta desconocido. De manera similar, también se puede determinar la masa del cuerpo. Suponemos un valor determinado y calculamos las perturbaciones. Si los resultados son mayores que los obtenidos mediante observaciones, entonces la masa asumida es demasiado alta. Modificamos la suposición y volvemos a calcular con un valor menor, y así sucesivamente, hasta que finalmente…

Determinamos una masa para el planeta que armoniza con los resultados de las mediciones reales. Los otros elementos de la órbita desconocida —su excentricidad y la posición de su eje— deben determinarse de manera similar. Finalmente, pareció que las perturbaciones de Urano podían explicarse por completo si el planeta desconocido tenía una masa determinada y se movía en una órbita con una posición específica; al mismo tiempo, quedó claro que ninguna órbita muy diferente ni una masa considerablemente alterada podrían explicar los hechos observados.

Estos cálculos extraordinarios fueron realizados de forma completamente independiente por dos astrónomos: uno en Inglaterra y otro en Francia. Cada uno de ellos abordó el gran problema y cada uno logró resolverlo. Los científicos de Inglaterra y los científicos de Francia discutieron sobre quién tenía derecho a atribuirse el gran descubrimiento; pero en los cuarenta años transcurridos desde estas investigaciones memorables, la cuestión se ha resuelto gradualmente. El veredicto imparcial del mundo científico fuera de Inglaterra y Francia es que los méritos de este espléndido triunfo de la ciencia deben dividirse por igual entre el difunto y distinguido profesor J.C. Adams, de Cambridge, y el difunto U.J.J. Le Verrier, director del Observatorio de París.

Poco después de que el señor Adams obtuviera su título en Cambridge, en 1843, cuando recibió la distinción de Senior Wrangler, dirigió su atención a las perturbaciones de Urano y, guiado únicamente por ellas, comenzó su búsqueda del planeta desconocido. La investigación fue larga y ardua, ya que requería una enorme cantidad de cálculos numéricos, así como un dominio absoluto de las matemáticas; pero gradualmente el señor Adams superó las dificultades. A medida que el tema se desarrollaba, comprendió cómo las perturbaciones de Urano podían explicarse plenamente por la existencia de un planeta exterior, y finalmente no solo determinó la órbita de este cuerpo externo, sino que incluso pudo indicar la región del cielo donde debía buscarse el planeta desconocido. Con sus investigaciones ya en esta etapa avanzada, el señor Adams se dirigió al Astrónomo Real, Sir George Airy, en Greenwich, en octubre de 1845, y le entregó los cálculos que indicaban

Con una precisión asombrosa, determinó la posición del planeta aún no observado. Así, parece que siete meses antes de que alguien más resolviera este problema, el señor Adams ya había superado sus dificultades y localizado realmente al planeta en una posición apenas a un grado de distancia del lugar que ahora se sabe que ocupaba. Todo lo que faltaba para completar el descubrimiento y para que el profesor Adams y la ciencia inglesa obtuvieran todo el mérito de este logro era una búsqueda minuciosa mediante telescopio en la zona indicada.

Se podría preguntar: ¿por qué no se realizó tal búsqueda de inmediato? Sin duda, esto se habría hecho si los observatorios hubieran estado equipados, hace cuarenta años, con esos mapas estelares tan detallados que poseen hoy en día. Al no contar con un mapa (y aún no se había publicado ninguno de la zona del cielo donde se encontraba el planeta desconocido), la búsqueda del planeta resultaba una tarea sumamente tediosa. Se había sugerido que el nuevo planeta podría detectarse por su disco visible; pero hay que recordar que incluso Urano, mucho más cercano a nosotros, tenía un disco tan pequeño que se observó casi una veintena de veces sin que se le prestara especial atención, aunque no escapó al agudo ojo de Herschel. Entonces solo quedaba un método disponible para encontrar a Neptuno: construir un mapa del cielo en la zona indicada y luego comparar este mapa noche tras noche con las estrellas del firmamento. Antes de recomendar la iniciación de un trabajo tan arduo, el Astrónomo Real consideró oportuno someter las investigaciones del señor Adams a una prueba preliminar decisiva. El señor Adams había demostrado cómo su teoría explicaba con exactitud las perturbaciones de Urano en longitud. El Astrónomo Real le preguntó al señor Adams si podía dar una explicación igualmente clara de las notables variaciones en la distancia de Urano. No cabe duda de que su teoría también habría ofrecido una explicación satisfactoria para estas variaciones; pero, desafortunadamente, parece que el señor Adams no consideró el asunto lo suficientemente importante como para dar al Astrónomo Real una respuesta rápida, y por eso transcurrieron nada menos que nueve meses entre el momento en que el señor Adams comunicó por primera vez sus resultados al Astrónomo Real y el momento en que…

Se inició sistemáticamente la búsqueda telescópica del planeta. Hasta ese momento, no se había publicado ningún informe sobre las investigaciones del señor Adams. Solo unos pocos conocían su trabajo, además del Astrónomo Real y el profesor Challis de Cambridge, a quienes posteriormente se encomendó la tarea de llevar a cabo la búsqueda.

Mientras tanto, la atención de Le Verrier, el gran matemático y astrónomo francés, fue dirigida especialmente por Arago hacia el problema de las perturbaciones de Urano. Mediante un análisis exhaustivo, Le Verrier examinó todas las fuentes posibles de perturbación conocidas. Se estimaron una vez más las influencias de los planetas más antiguos con toda precisión, pero solo para confirmar la conclusión ya alcanzada de que eran insuficientes para explicar dichas perturbaciones. Entonces Le Verrier comenzó la búsqueda del planeta desconocido mediante investigaciones matemáticas, sin tener conocimiento alguno del trabajo de Adams. En noviembre de 1845, y nuevamente el 1 de junio de 1846, se anunciaron partes de los resultados del astrónomo francés. El Astrónomo Real se dio cuenta entonces de que sus cálculos coincidían prácticamente con los de Adams, hasta el punto de que las posiciones asignadas al planeta desconocido por ambos astrónomos estaban separadas por no más de un grado. Este era, en efecto, un resultado extraordinario. Allí estaba un planeta desconocido para la vista humana, pero que, por así decirlo, podía ser localizado mediante análisis matemáticos con una certeza tan grande que dos astrónomos, cada uno sin conocer en absoluto el trabajo del otro, coincidieron en situarlo en casi el mismo lugar del cielo. De este modo, la existencia del nuevo planeta pasó a ser casi una certeza, y correspondió a los astrónomos prácticos iniciar de inmediato la búsqueda. En junio de 1846, el Astrónomo Real informó a los visitantes del Observatorio de Greenwich sobre la estrecha coincidencia entre los cálculos de Le Verrier y los de Adams, e instó a que se realizara de inmediato un examen minucioso de la región indicada. El profesor Challis, que tenía a su disposición el gran telescopio ecuatorial de Northumberland en Cambridge, se decidió a emprender la tarea, y el 29 de julio de 1846 comenzó sus trabajos.

El plan de búsqueda adoptado por el profesor Challis era muy complejo. Primero determinó la posición teórica del planeta, según lo indicado por el señor Adams; y después de dejar un margen muy amplio para las incertidumbres propias de un cálculo tan delicado, marcó una zona específica del cielo, cerca de la eclíptica, donde se podía esperar encontrar al planeta desconocido. Luego decidió observar todas las estrellas de esa región y medir sus posiciones relativas. Una vez realizada esta tarea, se debía repetirla una segunda vez. Su plan incluso contemplaba un tercer conjunto completo de observaciones de las estrellas que se encontraban dentro de esa zona seleccionada. No cabía duda de que este proceso permitiría detectar el planeta, siempre y cuando fuera lo suficientemente brillante como para quedar dentro de los límites de magnitud estelar establecidos por el profesor Challis. El planeta podría ser detectado por su movimiento relativo a las estrellas, cuando se compararan las tres series de mediciones. El plan estaba organizado de tal manera que seguramente habría llevado al descubrimiento esperado; de hecho, posteriormente resultó que el profesor Challis realmente observó el planeta en más de una ocasión, y una comparación posterior de sus posiciones habría permitido detectar sin duda alguna a este nuevo cuerpo celeste.

Le Verrier también avanzaba de forma constante en sus investigaciones, igualmente elaboradas, en la misma dirección. Estaba convencido de la existencia del planeta, e incluso llegó a predecir no solo su ubicación, sino también su aspecto real. Pensaba que el planeta sería lo suficientemente grande (aunque, por supuesto, seguiría siendo un objeto visible únicamente con un telescopio) como para poder distinguirse de las estrellas por tener forma de disco. Estas predicciones precisas reforzaron la creencia de que estábamos al borde de otro gran descubrimiento en el sistema solar. Tanto fue así que, cuando sir John Herschel se dirigió a la Asociación Británica el 10 de septiembre de 1846, pronunció las siguientes palabras: “El año pasado nos ha dado el nuevo planeta Astræa; además, nos ha brindado la esperanza de encontrar otro. Lo vemos tal como Colón vio América desde las costas de España. Sus movimientos se han sentido a lo largo de toda nuestra línea de análisis, con una certeza apenas inferior a la que se obtiene mediante la observación directa”.

Se acercaba rápidamente el momento del descubrimiento. El 18 de septiembre de 1846, Le Verrier escribió al Dr. Galle del Observatorio de Berlín, describiendo la posición del planeta indicada por sus cálculos y pidiéndole que lo descubriera mediante el telescopio. La solicitud presentada era similar a la que se había hecho en nombre de Adams al profesor Challis. Tanto en Berlín como en Cambridge, las búsquedas telescópicas debían realizarse en la misma región del cielo. Sin embargo, los astrónomos de Berlín tuvieron la suerte de contar con una ayuda invaluable para sus investigaciones, que en ese momento no estaba al alcance del profesor Challis. Hemos mencionado cómo la búsqueda de un planeta mediante el telescopio puede facilitarse con el uso de un mapa estelar cuidadosamente elaborado. De hecho, basta con comparar dicho mapa con el cielo. Resulta que la Academia de Ciencias de Berlín había iniciado, algunos años antes, la preparación de una serie de mapas estelares. En estos mapas se había grabado con precisión la posición de cada estrella, incluso aquellas de magnitud diez. Esta labor resultó de gran utilidad, pero sus creadores difícilmente podían haber previsto el brillante descubrimiento que surgiría de años de arduo trabajo. Se consideró conveniente publicar este extenso trabajo de cartografía por partes; así, a medida que se completaba el mapa, se publicaba hoja por hoja. Justo antes de que llegaran a Berlín las noticias sobre los esfuerzos de Le Verrier, ya se había grabado e impreso el mapa de esa zona del cielo.

Fue el 23 de septiembre cuando la carta de Le Verrier llegó al Dr. Galle en Berlín. Esa noche el cielo estaba despejado, y podemos imaginar con qué ansiedad el Dr. Galle dirigió su telescopio hacia el firmamento. El instrumento se orientó según las instrucciones de Le Verrier. El campo de visión mostraba una multitud de estrellas, como ocurre en cualquier parte del cielo. Una de ellas era, en realidad, el planeta. Se desplegó el nuevo mapa y, estrella por estrella, se comparó el cielo con él. A medida que se identificaban las estrellas, se descubría que uno tras otro los objetos presentes en el cielo coincidían con los que aparecían en el mapa, por lo que eran descartados. Finalmente, se examinó una estrella de magnitud ocho, un objeto muy brillante. Se revisó el mapa, pero no había ninguna estrella allí. Ese objeto no podía estar en su

El lugar donde se formó el mapa. Por lo tanto, el objeto era un errante: un planeta. Sin embargo, era necesario ser cauteloso en tal asunto. Había que descartar muchas posibilidades. Era, por ejemplo, al menos concebible que el objeto fuera realmente una estrella que, por alguna casualidad, había escapado a la atenta mirada del astrónomo que había elaborado el mapa. Incluso era posible que esa estrella perteneciera a la gran categoría de estrellas variables que alternan en brillo, y que pudiera haber sido demasiado tenue como para ser visible cuando se realizó el mapa. O bien podría tratarse de uno de los planetas menores que se mueven entre Marte y Júpiter. Incluso si ninguna de estas explicaciones resultaba válida, seguía siendo necesario demostrar que el objeto se movía con esa velocidad y en esa dirección específicas que indicaba la teoría de Le Verrier. El paso de un solo día fue suficiente para disipar todas las dudas. La noche siguiente se volvió a observar el objeto. Había cambiado de posición, y al medir su movimiento se comprobó que coincidía exactamente con lo que Le Verrier había predicho. De hecho, como si no pudiera faltar ningún elemento para confirmar la teoría, el diámetro del planeta, medido con micrómetros en Berlín, resultó ser prácticamente idéntico al que había anticipado Le Verrier.

Rápidamente, el mundo se llenó de noticias sobre este magnífico logro. De inmediato, el nombre de Le Verrier alcanzó una cima difícilmente superada por el de cualquier astrónomo de cualquier época o país. Las circunstancias del descubrimiento fueron sumamente dramáticas. Nos imaginamos al gran astrónomo sumido en profunda meditación durante muchos meses; sus ojos no están fijos en las estrellas, sino en sus cálculos. No tiene ningún telescopio a mano; el intelecto humano es el único instrumento que utiliza. Con trabajo paciente, guiado por un arte matemático consumado, manipula columnas de cifras. Intenta una solución tras otra. En cada una aprende algo que debe evitar; con cada una obtiene algo de luz que le guía en sus futuros trabajos. Finalmente, comienza a ver armonía en esos resultados donde antes solo había desacuerdo. Poco a poco, las nubes se disipan y él distingue, con una certeza casi igual a la visión real, al planeta brillando en las profundidades del espacio. Se levanta de su escritorio e invoca la ayuda de un astrónomo práctico; y he aquí que está el planeta allí.

el lugar indicado. Los anales de la ciencia no presentan un espectáculo como este. Fue la prueba más triunfal de la ley de la gravedad universal. La teoría newtoniana ya había alcanzado desde hacía tiempo una posición inexpugnable; pero, como si se quisiera poner su verdad en la luz más visible, se realizó este descubrimiento de Neptuno.

Por un momento pareció que los franceses iban a disfrutar del honor exclusivo de este espléndido triunfo; de hecho, no habría sido inapropiado que la nación que dio a luz a Lagrange y a Laplace, y que desarrolló la gran teoría newtoniana mediante sus inmortales trabajos, obtuviera esta distinción. Hasta el momento del descubrimiento telescópico del planeta por parte del Dr. Galle en Berlín, no se había hecho ningún anuncio público sobre los esfuerzos de Challis en la búsqueda del planeta, ni siquiera sobre las investigaciones teóricas de Adams en las que se basaban esas observaciones. Pero en medio de los himnos de triunfo con los que la entusiasta nación francesa celebró el descubrimiento de Le Verrier, apareció una carta de Sir John Herschel en el Athenæum del 3 de octubre de 1846, en la cual anunciaba las investigaciones realizadas por Adams y reclamaba para él una participación en la gloria del descubrimiento. Investigaciones posteriores demostraron que esta reclamación era justa, y ahora es reconocida universalmente por todas las autoridades independientes. Sin embargo, es fácil imaginar que los sabios franceses, celosos de la fama de su compatriota, al principio no pudieron aceptar tal reclamo. Se les pedía que dividieran el honor sin igual entre su propio ilustre compatriota y un joven extranjero del que pocos habían oído hablar, quien ni siquiera había publicado ninguna línea de sus trabajos, ni había hecho ninguna reclamación hasta después de que Le Verrier hubiera completado su trabajo. Por lo tanto, la solicitud en nombre de Adams fue rechazada en Francia sin ningún tipo de reconocimiento; y la consecuencia fue una controversia amarga. Punto por punto, los astrónomos ingleses lograron establecer la reclamación de su compatriota. Es cierto que Adams no había publicado sus investigaciones ante el mundo, pero las había comunicado al Astrónomo Real, el jefe oficial de la ciencia en ese país. También eran bien conocidas por el profesor Challis, el

Profesor de Astronomía en Cambridge. También entonces se publicó el trabajo de Adams, y se comprobó que era tan exhaustivo y tan exitoso como el de Le Verrier. También se descubrió que el método de búsqueda adoptado por el profesor Challis no solo debía haber tenido éxito al final, sino que de hecho ya lo había tenido en cierto sentido. Cuando se logró el descubrimiento telescópico del planeta, Challis miró naturalmente para ver si también había observado ese nuevo cuerpo celeste. Fue el 1 de octubre cuando se enteró del éxito del doctor Galle, y para entonces Challis ya había acumulado, en relación con esta investigación, nada menos que 3.150 estrellas. Entre ellas encontró rápidamente que un objeto observado el 12 de agosto no se encontraba en el mismo lugar el 30 de julio. Ese era realmente el planeta; y su descubrimiento habría quedado así asegurado si Challis hubiera tenido tiempo de comparar sus mediciones. De hecho, si hubiera discutido sus observaciones de inmediato, no cabe duda de que todo el mérito del descubrimiento habría recaído en Adams. Él habría sido el primero, tanto en los cálculos teóricos como en la verificación óptica de la existencia del planeta. También cabe señalar que Challis estuvo a punto de hacer el descubrimiento de Neptuno de otra manera. Le Verrier había señalado en su artículo la posibilidad de detectar el buscado cuerpo celeste por medio de su disco. Challis intentó hacerlo, y antes de que llegaran hasta él las noticias del verdadero descubrimiento en Berlín, ya había examinado la región indicada por Le Verrier. Aproximadamente 300 estrellas pasaron por el campo de visión, y entre ellas seleccionó una debido a su disco; posteriormente resultó que esa era efectivamente el planeta.

Si las investigaciones de Le Verrier y de Adams nunca se hubieran llevado a cabo, es seguro que el lejano Neptuno habría sido descubierto tarde o temprano; sin embargo, eso podría haberse hecho de una manera que cualquier verdadero amante de la ciencia lamentaría hoy en día. Escuchamos constantemente que se observan nuevos planetas menores, pero nadie atribuye a tales logros ni siquiera una fracción de la importancia que tiene el descubrimiento de Neptuno. El peligro era que Neptuno hubiera sido simplemente encontrado mediante trabajos de exploración rutinarios, tal como se descubrió Urano, o tal como se descubren hoy en día numerosos planetas menores.

Se descubrió. En este caso, la Astronomía Teórica, esa gran ciencia fundada por Newton, habría quedado privada de su ilustración más brillante.

De hecho, Neptuno tuvo una suerte muy grande al no ser descubierto de una manera muy sencilla al menos en una ocasión anterior. Esto se comprobó cuando se recopilaron suficientes observaciones como para poder calcular la trayectoria del planeta. Entonces fue posible rastrear los movimientos del planeta entre las estrellas y así buscar en los catálogos de astrónomos anteriores para ver si contenían algún registro de Neptuno, registrado erróneamente como una estrella. Se han descubierto varios casos de este tipo. Sin embargo, solo mencionaré uno, que posee un interés singular. Se descubrió que la posición del planeta el 10 de mayo de 1795 debió coincidir con la de una llamada estrella registrada ese día en la “Histoire Céleste” de Lalande. Mediante un examen detallado del cielo, resultó además que no había ninguna estrella en el lugar indicado por Lalande, por lo que el hecho de que allí realmente hubiera una observación de Neptuno quedó fuera de toda duda. Al consultar los manuscritos originales de Lalande, salió a la luz un asunto de gran interés. Allí se descubrió que él había observado la misma estrella (pues así la consideraba) tanto el 8 como el 10 de mayo; cada día determinó su posición, y ambas observaciones están debidamente registradas. Pero cuando llegó a preparar su catálogo y descubrió que las posiciones en las dos ocasiones eran diferentes, descartó el resultado anterior y simplemente imprimió el posterior.

Si Lalande hubiera tenido una confianza adecuada en sus propias observaciones, un descubrimiento inmortal estaría al alcance de su mano; si hubiera dicho con valentía: “Tuve razón el 10 de mayo y también tuve razón el 8 de mayo; no cometí ningún error en ninguna de las dos ocasiones, y el objeto que vi el 8 de mayo debió haberse movido entre ese día y el 10”, entonces sin duda habría encontrado a Neptuno. Pero si lo hubiera hecho, ¡cuán lamentable habría sido la pérdida para la ciencia! El descubrimiento de Neptuno habría sido entonces simplemente un premio casual para un trabajador diligente, en lugar de ser uno de los logros más gloriosos en el más elevado campo de la razón humana.

Además de este breve esbozo del descubrimiento de Neptuno, tenemos muy poco que decir respecto a este planeta distante. Si en Urano no podemos observar ninguna de esas características que hacen que Marte o Venus, Júpiter o Saturno sean objetos tan atractivos bajo el telescopio, ¿qué podemos esperar encontrar en Neptuno, que está a la mitad de distancia que Urano? Con un buen telescopio y un poder de ampliación adecuado, sí podemos ver que Neptuno tiene un disco, pero no se pueden identificar características en ese disco. En consecuencia, no estamos en condiciones de determinar el período en el que Neptuno gira alrededor de su eje, aunque, por la analogía general del sistema, debemos estar seguros de que realmente gira. Más exitosos han sido los intentos por medir el diámetro de Neptuno, cuyo valor es de aproximadamente 35,000 millas, es decir, más de cuatro veces el diámetro de la Tierra. También parece que, al igual que Júpiter y Saturno, el planeta debe estar envuelto en una vasta atmósfera cargada de nubes, ya que la densidad media del globo es solo de aproximadamente una quinta parte de la de la Tierra. Este gran globo gira alrededor del Sol a una distancia media de no menos de 2,800 millones de millas, lo cual es unas treinta veces mayor que la distancia media entre la Tierra y el Sol. Aunque el recorrido se realiza a una velocidad de más de tres millas por segundo, es tan largo que Neptuno necesita casi 165 años para completar una revolución. Desde su descubrimiento, hace unos cincuenta años, Neptuno ha recorrido aproximadamente un tercio de su trayectoria; e incluso desde la fecha en que fue visto por primera vez de forma casual por Lalande, en 1795, solo ha tenido tiempo de recorrer tres quintas partes de su enorme órbita.

Neptuno, al igual que nuestra Tierra, cuenta con un único satélite; este delicado objeto fue descubierto por el señor Lassell con su telescopio reflector de dos pies poco después de que se conociera el propio planeta. El movimiento del satélite de Neptuno es casi circular. Su órbita está inclinada en un ángulo de unos 35° con respecto a la eclíptica, y es especialmente notable que, al igual que los satélites de Urano, la dirección de su movimiento va en contra de los movimientos planetarios en general. El satélite completa su recorrido alrededor de Neptuno en un período de poco menos de seis días. Al observar los movimientos de esta luna, podemos determinar la masa del planeta; así, parece que el peso de Neptuno es de aproximadamente una diecinueve milésima parte del peso del Sol.

No se han visto planetas más allá de Neptuno, ni existe en la actualidad ningún motivo sólido para creer en su existencia como objetos visibles. En el capítulo sobre los planetas menores he abordado la forma en que se descubren estos cuerpos. Es mediante una comparación minuciosa y diligente del cielo con detalladas cartas estelares como estos cuerpos llegan a ser conocidos. Dichas investigaciones serían igualmente eficaces para buscar un planeta ultraneptuniano; de hecho, no podríamos diseñar un método mejor para buscar tal cuerpo, si es que existiera, que el que actualmente se utiliza constantemente en muchos observatorios. El trabajo de quienes buscan planetas pequeños ha sido ampliamente recompensado con descubrimientos que ahora se cuentan por cientos. Sin embargo, es un hecho digno de mención que todos estos planetas se limitan a una región del sistema solar. A veces se ha conjeturado que el tiempo podría revelar perturbaciones en la órbita de Neptuno, y que estas perturbaciones podrían llevar al descubrimiento de un planeta aún más remoto, aunque ese planeta esté tan lejano y tan tenue que escape a toda investigación telescópica. Por el momento, sin embargo, tal investigación apenas puede entrar dentro del ámbito de la astronomía práctica. Sus movimientos, sin duda, han sido estudiados minuciosamente, pero debe describir una parte mayor de su órbita antes de que sea posible concluir, a partir de las perturbaciones en su trayectoria, la existencia de un planeta desconocido y aún más remoto.

Hemos visto, pues, que el sistema planetario está delimitado por un lado por Mercurio y por el otro por Neptuno. El descubrimiento de Mercurio fue un logro de la época prehistórica. El astrónomo primitivo que logró esa hazaña, sin ayuda de instrumentos y sin el apoyo de un conocimiento teórico preciso, merece nuestra sincera admiración por su agudeza e intuición innatas. Por otro lado, el descubrimiento del límite exterior del sistema planetario merece especial atención, ya que se basó únicamente en un profundo conocimiento teórico.

Aunque aquí concluimos nuestro relato sobre los planetas y sus satélites, todavía nos quedan dos capítulos por añadir antes de haber completado lo que hay que decir respecto al sistema solar. Existe además una clase notable de cuerpos, que no son ni planetas ni satélites, pero que están sometidos al sol y giran alrededor de él.

él, de conformidad con las leyes de la gravedad universal. Estos cuerpos son los cometas y sus compañeros algo más humildes: las estrellas fugaces. En el estudio de estos objetos encontramos muchos temas de interés, que discutiremos en los capítulos siguientes.

CAPÍTULO XVI.
COMETAS.

Los cometas en contraste con los planetes, tanto en su naturaleza como en sus movimientos: el cometa de Coggia. Regresos periódicos: la ley de la gravedad; órbitas parabólicas y elípticas; teorías anteriores a las observaciones. La mayoría de las órbitas cometarias son, en realidad, parabólicas. Los esfuerzos de Halley: el cometa de 1682; la predicción memorable de Halley. La retardación causada por perturbaciones; regresos sucesivos del cometa de Halley. El cometa de Encke: efecto de las perturbaciones; órbita del cometa de Encke; atracción de Mercurio y Júpiter. Cómo se determina la identidad de un cometa; cómo pesar a Mercurio. La distancia entre la Tierra y el Sol, determinada mediante el cometa de Encke. El medio que causa perturbaciones; cometas notables; espectro de un cometa; paso de un cometa entre la Tierra y las estrellas. ¿Se puede pesar a un cometa? Evidencias de la pequeña masa de los cometas, derivadas de la teoría de las perturbaciones. La cola del cometa; sus cambios; opiniones sobre su naturaleza. Carbono presente en los cometas; origen de los cometas periódicos.

En los capítulos anteriores, en los que tratamos del sol y la luna, los planetas y sus satélites, descubrimos que, en todos los casos, los cuerpos celestes de los que hablábamos tenían forma casi esférica, y muchos de ellos eran sin duda de sustancia sólida. Todos estos objetos poseen una densidad que, aunque en algunos casos sea mucho menor que la de la Tierra, sigue siendo cientos de veces mayor que la densidad de los materiales puramente gaseosos. Ahora, sin embargo, pasamos a considerar una clase de objetos de carácter muy diferente. Ya no tenemos que tratar con objetos esféricos que poseen una masa considerable. Los cometas tienen una forma completamente irregular; en gran medida, están formados por materiales extremadamente frágiles, y sus masas son tan pequeñas que los medios que disponemos no nos permiten medirlas. No solo los cometas difieren en su estructura de los planetas o de los otros cuerpos más sólidos de nuestro sistema, sino que también sus movimientos son muy distintos del regreso ordenado de los planetas en las épocas establecidas. A veces, los cometas aparecen de manera casi sorprendente e inesperada; rápidamente aumentan de tamaño hasta un punto que, en épocas supersticiosas, provocaba el mayor terror. Luego desaparecen, y en muchos casos nunca vuelven. Sin duda, la ciencia moderna ha disipado gran parte del misterio que alguna vez rodeaba al tema de los cometas. Ahora, en gran medida, se explican sus movimientos, y se han añadido algunos conocimientos sobre su naturaleza, aunque todavía…

Debemos admitir que lo que sabemos representa solo una proporción muy pequeña de lo que sigue siendo desconocido.

Permítanme primero describir en términos generales la naturaleza de un cometa, en la medida en que su estructura puede ser observada con la ayuda de un potente telescopio refractor. En la lámina XII se muestran dos dibujos interesantes realizados en el Observatorio del Harvard College del gran cometa de 1874, conocido por el nombre de su descubridor, Coggia.

Aquí vemos la cabeza del cometa, que contiene como punto más brillante lo que se denomina núcleo; en este lugar, el material del cometa parece ser mucho más denso que en otras partes. Alrededor del núcleo encontramos ciertas capas definidas de material luminoso, la coma o cabeza, cuyo diámetro varía entre 20,000 y 1,000,000 millas; de allí parece emanar la cola. Esta imagen puede considerarse la de un objeto típico de esta clase, pero las variedades de estructura que presentan los diferentes cometas son casi innumerables. En algunos casos falta el núcleo; en otros, falta la cola. La cola es, sin duda, una característica distintiva de aquellos grandes cometas que reciben atención universal; pero en los objetos pequeños que se pueden observar con telescopio, y de los cuales se encuentran unos pocos cada año, esta característica suele estar ausente. No solo los cometas presentan grandes variaciones en su apariencia, sino que incluso el aspecto de un mismo objeto puede cambiar enormemente. A veces el cometa aumenta enormemente en tamaño; otras veces disminuye; a veces tiene una cola grande, y otras veces no tiene cola en absoluto. Las mediciones del tamaño de un cometa son casi inútiles; pueden dejar de ser precisas incluso durante las pocas horas que se observa al cometa durante una noche. De hecho, es imposible identificar a un cometa mediante cualquier descripción de su apariencia. Sin embargo, la cuestión de su identidad suele tener una importancia muy grande. Debemos encontrar medios para determinarla, independientemente de cómo sea su apariencia.

Ahora es bien sabido que varios de estos cuerpos regresan periódicamente. Después de haber estado invisibles durante cierto número de años, un cometa vuelve a hacerse visible y luego se retira nuevamente al espacio para realizar otra órbita.

Surge entonces la pregunta de cómo vamos a reconocer al cuerpo cuando regrese. Las características personales como su tamaño o brillo, la presencia o ausencia de una cola, ya sea grande o pequeña, son rasgos efímeros que no tienen valor para tal propósito. Afortunadamente, sin embargo, la ley del movimiento elíptico establecida por Kepler ha sugerido los medios para definir la identidad de un cometa con absoluta precisión.

Después de que Newton descubriera la ley de la gravedad y lograra demostrar que las trayectorias elípticas de los planetas alrededor del sol eran consecuencias necesarias de dicha ley, naturalmente se sintió tentado a aplicar el mismo razonamiento para explicar los movimientos de los cometas. Una vez más, tuvo un éxito asombroso e ilustró su teoría al explicar completamente los movimientos de ese cuerpo extraordinario que fue visible desde diciembre de 1680 hasta marzo de 1681.

Fig. 69.—La trayectoria parabólica de un cometa.

Existe una curva hermosa conocida por los geométricos con el nombre de parábola. Su forma se muestra en la figura adjunta; es una línea curva que se curva hacia adentro y alrededor de un punto determinado conocido como foco. Esta no sería la ocasión para hacer alusión a las propiedades geométricas de esta curva; estas deben buscarse en obras de matemáticas. Aquí solo será necesario señalar la conexión que existe entre la parábola y la elipse. En un capítulo anterior explicamos la construcción de esta última curva y mostramos cómo posee dos focos. Supongamos que se trazan una serie de elipses, cada una de las cuales tiene una distancia mayor entre sus focos que la anterior. Imaginemos que este proceso continúa hasta que finalmente la distancia entre los focos se vuelve enormemente grande en comparación con la distancia desde cada foco hasta la curva; entonces, cada extremo de esta larga elipse tendrá prácticamente la misma forma que una parábola. Podemos, pues, considerar la curva representada en la Fig. 69 como uno de los extremos de una elipse cuyo otro extremo se encuentra a una distancia infinitamente grande. En 1681, Doerfel, un clérigo de Sajonia, demostró que el gran cometa observado recientemente se movía en una parábola, cuyo foco estaba ocupado por el sol. Newton mostró que la ley de la gravedad permitiría que un cuerpo se moviera en una elipse de este tipo extremo, al igual que en una de proporciones más ordinarias. Un objeto que gira en una órbita parabólica alrededor del sol, situado en el foco, se mueve gradualmente hacia el sol, rodea a esta gran luminaria y luego comienza a alejarse. Existe una distinción necesaria entre el movimiento parabólico y el elíptico. En este último caso, el cuerpo, después de alejarse hasta cierta distancia, dará la vuelta y volverá a acercarse al sol; de hecho, debe realizar circuitos periódicos en su órbita, tal como ocurre con los planetas. Pero en el caso de la verdadera parábola, el cuerpo nunca puede regresar; para ello tendría que duplicar la distancia al foco, y como este está infinitamente lejos, no podría alcanzarse salvo transcurrido un tiempo infinito.

La característica distintiva del movimiento en una parábola puede describirse así: el cuerpo se acerca gradualmente al foco desde una

A una distancia indefinidamente lejana por un lado, y tras pasar alrededor del foco, se retira gradualmente hasta una distancia indefinidamente lejana por el otro lado, sin volver nunca más. Cuando Newton comprendió que este tipo de movimiento parabólico podía surgir de la ley de la gravedad, se le ocurrió de inmediato (independientemente del descubrimiento de Doerfel, del cual no tenía conocimiento) que mediante ella se podrían explicar los movimientos de un cometa. Sabía que los cometas debían ser atraídos por el sol; vio que la trayectoria habitual de un cometa era aparecer de repente, desplazarse alrededor del sol y luego retirarse, sin volver nunca más. ¿Era esto realmente un caso de movimiento parabólico? Afortunadamente, tenía a su disposición los datos necesarios para probar esta importante hipótesis. Pudo valerse de los movimientos conocidos del cometa de 1680, así como de las observaciones de varios otros cuerpos de la misma naturaleza que habían sido recopiladas gracias al esfuerzo de los astrónomos. Con su habitual sagacidad, Newton ideó un método mediante el cual, a partir de los hechos conocidos, se podía determinar la trayectoria que seguía el cometa. Descubrió que era una parábola, y que la velocidad del cometa estaba regida por la ley según la cual la línea recta que va desde el sol hasta el cometa recorre áreas iguales en tiempos iguales. Aquí había otra confirmación de la ley de la gravedad universal. En este caso, de hecho, se puede decir que la teoría estaba realmente por delante de los cálculos. Kepler había determinado mediante observaciones que las trayectorias de los planetas eran elipses, y Newton había demostrado cómo este hecho era una consecuencia de la ley de la gravedad. Pero en el caso de los cometas, sus órbitas extremadamente erráticas nunca habían sido reducidas a una forma geométrica hasta que la teoría de Newton le mostró que eran parabólicas; luego recurrió a las observaciones para verificar las predicciones de su teoría.

PLACA XII.

El cometa de Coggia.
(Visto el 10 de junio y el 9 de julio de 1874.)

La gran mayoría de los cometas se mueven en órbitas que no pueden distinguirse claramente de las parábolas, y cualquier cuerpo cuya órbita sea de este tipo solo puede ser visto en una sola aparición. La teoría de la gravedad, aunque admite la parábola como una órbita posible para un cometa, no afirma que su trayectoria deba necesariamente ser de este tipo. Hemos señalado que esta curva es solo un tipo muy extremo de elipse, y seguiría estando en perfecta consonancia con la ley de la gravedad si un cometa siguiera una trayectoria de cualquier forma elíptica, siempre y cuando el sol estuviera en el foco y el cometa obedeciera la regla de recorrer áreas iguales en tiempos iguales. Si un cuerpo se mueve por una trayectoria elíptica, entonces volverá al sol, y por lo tanto tendremos visitas periódicas del mismo objeto.

Aquí se presentaba al astrónomo un campo de investigación interesante. Tampoco pasó mucho tiempo antes de que se descubriera un cometa periódico que ilustró, de manera sorprendente, la validez de la anticipación expresada anteriormente. El nombre del célebre astrónomo Halley es quizás más conocido por su asociación con el gran cometa cuya periodicidad fue descubierta mediante sus cálculos. Cuando Halley supo, gracias a la teoría newtoniana, que un cometa podía moverse en una órbita elíptica, emprendió una investigación sumamente laboriosa; reunió de diversos registros de cometas observados todos los datos fiables que se podían obtener, y así pudo determinar, con una precisión razonable, la naturaleza de las trayectorias seguidas por unos veinticuatro cometas grandes. Uno de ellos fue el gran cuerpo de 1682, que Halley mismo observó y cuya trayectoria calculó de acuerdo con los principios de Newton. Luego, Halley procedió a investigar si este cometa de 1682 podría haber visitado nuestro sistema en alguna época anterior. Para responder a esta pregunta recurrió a la lista de cometas registrados que había compilado tan cuidadosamente, y descubrió que su cometa se parecía mucho, tanto en apariencia como en órbita, a un cometa observado en 1607, y también a otro observado en 1531. ¿Podrían ser estos tres cuerpos idénticos? Solo era necesario suponer que un cometa, en lugar

de que giraba en una órbita parabólica, cuando en realidad giraba en una elipse extremadamente alargada, y que completaba cada revolución en un período de unos setenta y cinco o setenta y seis años. Sometió esta hipótesis a todas las pruebas que pudo idear; descubrió que las órbitas, determinadas en cada una de las tres ocasiones, eran tan idénticas que sería contrario a toda probabilidad que la coincidencia fuera casual. En consecuencia, decidió someter su teoría a la prueba más rigurosa conocida en astronomía. Se atrevió a hacer una predicción que la posteridad tendría la oportunidad de verificar. Si el período del cometa era de setenta y cinco o setenta y seis años, como parecían indicar las observaciones anteriores, entonces Halley estimó que, si no se veía perturbado, debería regresar en 1757 o 1758. Sin embargo, había ciertas fuentes de perturbación que señaló, y que serían lo suficientemente poderosas como para afectar materialmente el momento de su regreso. El cometa, en su trayectoria, pasa cerca de la órbita de Júpiter y experimenta grandes perturbaciones por parte de ese poderoso planeta. Halley concluyó que el regreso esperado podría retrasarse hasta finales de 1758 o principios de 1759.

Esta predicción fue un evento memorable en la historia de la astronomía, ya que fue el primer intento de predecir la aparición de uno de esos cuerpos misteriosos cuyas visitas parecían no estar guiadas por ninguna ley fija, y que solían considerarse presagios de gran importancia. Halley comprendió la trascendencia de su anuncio. Sabía que su vida terrenal habría terminado mucho antes de que el cometa completara su revolución; y, con palabras casi conmovedoras, el gran astrónomo escribió: “Por lo tanto, si regresa según nuestra predicción alrededor del año 1758, la posteridad imparcial no negará reconocer que fue descubierto por primera vez por un inglés”.

A medida que se acercaba el momento en que se esperaba este gran acontecimiento, despertó el mayor interés entre los astrónomos. El distinguido matemático Clairaut se encargó de calcular de nuevo, con ayuda de métodos mejorados, el efecto que la atracción de los planetas tendría sobre el cometa. Su análisis de las perturbaciones fue suficiente para demostrar que el objeto sería retenido durante 100 días por Saturno y durante 518 días por Júpiter. Él

Por lo tanto, se logró una mayor precisión en la predicción sobre el cometa Halley, y finalmente se concluyó que este cometa llegaría al perihelio, es decir, al punto de su órbita más cercano al sol, hacia mediados de abril de 1759. El astónomo perspicaz (quien, debemos recordar, vivió mucho antes del descubrimiento de Urano y Neptuno) añadió además que, a medida que este cuerpo se alejaba tanto, podía estar sujeto a influencias que no conocíamos, o incluso a perturbaciones causadas por algún planeta demasiado lejano como para ser percibido. En consecuencia, matizó su predicción señalando que, debido a estas posibilidades desconocidas, sus cálculos podrían estar equivocados por un mes, ya sea en un sentido u otro. Clairaut hizo esta importante comunicación a la Academia de Ciencias el 14 de noviembre de 1758. La atención de los astrónomos se centró de inmediato en averiguar si el visitante, que había aparecido por última vez setenta y seis años antes, estaba a punto de regresar. Noche tras noche se observaban los cielos. El día de Navidad de 1758 se detectó por primera vez el cometa, y pasó más cerca del sol alrededor de la medianoche del 12 de marzo, apenas un mes antes de la fecha anunciada por Clairaut, pero aún dentro de los límites de error que él había establecido como posibles.

La verificación de esta predicción fue una confirmación adicional de la teoría de la gravedad. Desde entonces, el cometa Halley ha vuelto una vez más, en 1835, en circunstancias algo similares a las recién descritas. Investigaciones históricas posteriores también han logrado identificar al cometa Halley con numerosas apariciones memorables de cometas en tiempos pasados. Incluso se ha demostrado que un objeto espléndido que apareció once años antes del inicio de la era cristiana era simplemente el cometa Halley en uno de sus anteriores regresos. Entre las visitas más famosas de este cuerpo se encuentra la del año 1066, cuando su aparición atrajo la atención de todo el mundo. Una imagen del cometa en esa ocasión constituye una característica curiosa en la Tapicería de Bayeux. Se espera que el próximo regreso del cometa Halley ocurra alrededor del año 1910.

Actualmente se conocen varios cometas que orbitan por trayectorias elípticas y, por lo tanto, pueden considerarse periódicos. Estos objetos son principalmente visibles mediante telescopios, lo que los diferencia notablemente del espléndido cometa Halley. La mayoría de los demás cometas periódicos tienen períodos mucho más cortos que el del cometa Halley.

Halley. De estos objetos, por lejos el más célebre es aquel conocido como el cometa de Encke, que merece nuestra atención cuidadosa.

El objeto al que nos referimos ha tenido una trayectoria sorprendente durante la cual ha proporcionado numerosas ilustraciones de la ley de la gravedad. Aquí no nos ocupamos de la rutina prosaica de una simple órbita planetaria. Un planeta está principalmente sometido a la poderosa atracción gravitatoria del sol. También se ve afectado, en cierta medida, por las atracciones que experimenta por parte de los otros planetas. Los matemáticos llevan tiempo acostumbrados a predecir los movimientos de estos cuerpos mediante cálculos precisos. Saben cómo se determina aproximadamente la posición de un planeta debido a la atracción del sol, y pueden discernir los diferentes ajustes que esa posición sufrirá como consecuencia de las perturbaciones causadas por los otros planetas. La capacidad de los planetas para generar perturbaciones aumenta enormemente cuando el cuerpo perturbado sigue la trayectoria excéntrica de un cometa. Con frecuencia ocurre que la trayectoria de tal cuerpo se acerca mucho al camino de un planeta, de modo que el cometa puede pasar muy cerca del propio planeta, incluso si los dos cuerpos no chocan realmente. En tales casos, el efecto perturbador se incrementa enormemente, y por eso recurrimos a los cometas cuando deseamos ilustrar la teoría de las perturbaciones planetarias con un ejemplo llamativo.

Habiendo decidido elegir un cometa, la siguiente pregunta es: ¿Qué cometa? Aquí no puede haber mucho margen para dudas. Esos espléndidos cometas que aparecen de forma tan caprichosa pueden descartarse de inmediato. Son visitantes que parecen llegar por primera vez y se retiran sin ninguna promesa clara de que la humanidad los vuelva a ver. Un cometa de este tipo se mueve por una trayectoria parabólica, da una vuelta alrededor del sol y luego regresa al espacio de donde vino. No podemos estudiar completamente el efecto de las perturbaciones en un cometa hasta que se haya observado durante sus sucesivos regresos al sol. Nuestra elección, por lo tanto, se limita a la clase relativamente pequeña de objetos conocidos como cometas periódicos; y, tras examinar todo el grupo, seleccionamos el más adecuado para nuestro propósito. Se trata del objeto generalmente conocido como el cometa de Encke, ya que, aunque Encke no fue su descubridor, son sus cálculos los que…

de que el cometa debe su fama. Este cuerpo se vuelve más adecuado para nuestro propósito gracias a las investigaciones que recientemente han surgido a partir de él.

En el año 1818, un cometa fue descubierto por el meticuloso astrónomo Pons en Marsella. No debemos imaginar que este cuerpo produjera un espléndido espectáculo. Era un pequeño objeto telescópico, no muy diferente de una de esas tenues nebulosas que se encuentran dispersas en miles por el cielo. Sin embargo, el cometa se distingue fácilmente de una nebulosa por su movimiento relativo a las estrellas, mientras que la nebulosa permanece inmóvil durante siglos. La posición de este cometa fue determinada por su descubridor, así como por otros astrónomos. Encke, a partir de las observaciones, descubrió que el cometa regresaba al sol una vez cada tres años y unos meses. Esto fue un anuncio sorprendente. En aquel entonces no se había detectado ningún otro cometa de período corto, por lo que esta nueva adición al sistema solar despertó el mayor interés. Inmediatamente surgió la pregunta de si este cometa, que regresaba con tanta frecuencia, podría haber sido observado durante sus regresos anteriores. Los registros históricos de las apariciones de cometas son cientos, y entre todos ellos, ¿cómo podemos seleccionar aquellos objetos que fueran idénticos al cometa descubierto por Pons?

Fig. 70.—La órbita del cometa Encke.

Podemos abandonar de inmediato cualquier esperanza de identificación a partir de dibujos del objeto, pero, afortunadamente, existe una característica del cometa que podemos aprovechar, y que ninguna fluctuación en su estructura real puede modificar o disfrazar. La trayectoria por la cual el cuerpo viaja a través del espacio es independiente de los cambios en su estructura. La forma de esa trayectoria y su posición dependen exclusivamente de aquellos otros cuerpos del sistema solar que están directamente relacionados con la teoría del cometa Encke. En la Fig. 70 mostramos las órbitas de tres de los planetas. Se han elegido en proporciones tales que el más interno represente la órbita de Mercurio; el siguiente es la órbita de la Tierra, mientras que el más externo es la órbita de Júpiter. Además de estos tres, percibimos en la figura una trayectoria mucho más elíptica, que representa la órbita del cometa Encke, proyectada sobre el plano del movimiento terrestre.

El sol se encuentra en el foco de la elipse. El cometa está obligado a orbitar en esta curva debido a la atracción del sol, y necesita un poco más de tres años para completar una revolución completa. Pasa cerca del sol en el perihelio, en un punto dentro de la órbita de Mercurio, mientras que en su distancia máxima se acerca a la órbita de Júpiter. Esta órbita elíptica está determinada principalmente por la atracción del sol. Ya sea que el cometa pesara una onza, una tonelada, mil toneladas o un millón de toneladas, ya sea que tuviera unos pocos kilómetros o muchos miles de kilómetros de diámetro, su órbita seguiría siendo la misma. Es por la forma de esta elipse, por su tamaño real y por la posición en la que se encuentra, que identificamos al cometa. Fue observado en 1786, 1795 y 1805, pero en esas ocasiones no se notó que la trayectoria del cometa se desviara de la parábola.

El cometa de Encke suele ser tan tenue que incluso el telescopio más potente del mundo no podría mostrar rastro alguno de él. Después de una de sus visitas periódicas, el cuerpo se retira hasta llegar al extremo más alejado de su órbita; luego gira y vuelve a acercarse al sol. Parece que se revitaliza con los rayos del sol y comienza a dilatarse bajo su influencia beneficiosa. Mientras se mueve en esta parte de su órbita, el cometa reduce la distancia que lo separa de la Tierra. Cada día aumenta en brillo, hasta que finalmente, en parte debido al aumento intrínseco de su luminosidad y en parte por la disminución de la distancia con respecto a la Tierra, entra en el alcance de nuestros telescopios. Por lo general podemos prever cuándo ocurrirá esto, y podemos indicar hacia qué punto del cielo debe dirigirse el telescopio para poder ver al cometa en su próxima llegada al perihelio. El cometa no puede eludir el análisis del matemático. Él puede determinar cuándo y dónde se encontrará el cometa, pero nadie puede decir cómo será.

Si se eliminaran todos los demás cuerpos del sistema, entonces la trayectoria del cometa de Encke debería seguir siempre en la misma elipse y con absoluta regularidad. El principal interés para nuestros propósitos actuales no radica en la regularidad de su trayectoria, sino en las irregularidades que se introducen en ella debido a la presencia de los otros cuerpos del sistema solar. Sigamos, por ejemplo, el recorrido del cometa durante su paso por el perihelio, en el cual

La órbita del cometa se encuentra cerca de la del planeta Mercurio. Por lo general, Mercurio está situado en una parte alejada de su trayectoria en el momento en que el cometa pasa por allí, y entonces la influencia del planeta es relativamente pequeña. Sin embargo, a veces puede ocurrir que el planeta y el cometa se acerquen mucho el uno al otro. Uno de los casos más interesantes de acercamiento a Mercurio tuvo lugar el 22 de noviembre de 1848. Ese día, el cometa y el planeta estaban separados solo por una distancia de aproximadamente un treintavo de la distancia de la Tierra al Sol, es decir, unos 3.000.000 de millas. En varias otras ocasiones, la distancia entre el cometa de Encke y Mercurio ha sido inferior a 10.000.000 de millas, una cantidad de escasa importancia en comparación con las dimensiones de nuestro sistema. Acercamientos tan cercanos conllevan serias consecuencias para los movimientos del cometa. Mercurio, aunque es un cuerpo pequeño, sigue teniendo una masa suficiente. Siempre atrae al cometa, pero la eficacia de esa atracción aumenta enormemente cuando el cometa, en sus desplazamientos, se acerca al planeta. El efecto de esta atracción es hacer que el cometa se desvíe de su trayectoria e introducir ciertos cambios en su velocidad. A medida que el cometa se aleja, la influencia perturbadora de Mercurio disminuye rápidamente y, en poco tiempo, se vuelve imperceptible. Pero el tiempo no puede borrar de la órbita del cometa el efecto que realmente ha causado la perturbación de Mercurio. La órbita perturbada es diferente de la elipse sin perturbaciones que habría seguido el cometa si solo la influencia del Sol hubiera determinado su forma. Podemos calcular los movimientos del cometa según lo determinado por el Sol. También podemos calcular los efectos derivados de la perturbación causada por Mercurio, siempre y cuando conozcamos su masa.

Aunque Mercurio es uno de los planetas más pequeños, quizás sea el que más problemas causa a los astrónomos. Se encuentra tan cerca del Sol que rara vez se le ve en comparación con los otros grandes planetas. Su órbita es muy excéntrica, y experimenta perturbaciones debido a la atracción de otros cuerpos, de una manera que aún no se comprende del todo. También se ha encontrado una dificultad especial al intentar determinar la masa de Mercurio. Podemos pesar toda la Tierra, podemos pesar al Sol, a la Luna e incluso a Júpiter y a otros planetas, pero Mercurio plantea dificultades de carácter peculiar. Le Verrier,

Sin embargo, logró idear un método para pesarlo. Demostró que nuestra Tierra es atraída por este planeta, y mostró cómo la magnitud de esa atracción podía determinarse mediante observaciones del Sol; así, a partir del análisis de dichas observaciones, realizó una estimación aproximada de la masa de Mercurio. El resultado de Le Verrier indicaba que el peso del planeta era aproximadamente la decimocuarta parte del peso de la Tierra. En otras palabras, si nuestra Tierra se colocara en una balanza y catorce esferas, cada una igual a Mercurio, se colocaran en el otro platillo, las balanzas se equilibrarían. Era necesario recibir este resultado con gran cautela, ya que dependía de una interpretación delicada de mediciones algo precarias. Solo podía considerarse como de valor provisional, para ser descartado cuando se obtuviera uno mejor.

La aproximación del cometa de Encke a Mercurio, y las investigaciones exhaustivas de Von Asten y Backlund, en las cuales se analizaron las observaciones de este cuerpo celeste, han aportado mucha luz al tema; pero, debido a una peculiaridad en el movimiento de este cometa, que mencionaremos más adelante, las dificultades de esta investigación son enormes. El último resultado de Backlund es que el Sol es 9.700.000 veces más masivo que Mercurio, y considera que esto es digno de gran confianza. Existe una diferencia considerable entre este resultado (que sitúa el peso de la Tierra en unas treinta veces el de Mercurio) y el de Le Verrier; por otro lado, Haerdtl ha encontrado, a partir del movimiento del cometa periódico de Winnecke, un valor para la masa de Mercurio que no difiere mucho del de Le Verrier. Sin embargo, Mercurio es el único planeta cuya masa presenta cierta incertidumbre significativa, y esto no debe hacernos dudar de la precisión de esta delicada “máquina de pesar”. Observe la órbita de Júpiter, a la cual el cometa de Encke se acerca tanto cuando se aleja del Sol. A veces ocurre que Júpiter y el cometa están muy cerca uno del otro, y entonces el poderoso planeta perturba seriamente la órbita flexible del cometa. La trayectoria de este último muestra indicios inequívocos de las perturbaciones causadas por Júpiter, así como por Mercurio. Podría parecer una tarea imposible distinguir las influencias de los dos planetas, ya que ambos quedan eclipsados por…

El control supremo del sol, pero los métodos del análisis matemático son adecuados para abordar el problema. Ellos indican cuánto se debe a Mercurio y cuánto a Júpiter; y así, los movimientos del cometa de Encke pueden servir para determinar la masa de Júpiter así como la de Mercurio. Aquí tenemos un medio para probar la precisión de nuestros instrumentos de pesaje. La masa de Júpiter puede medirse mediante sus lunas, de la manera mencionada en un capítulo anterior. A medida que los satélites giran una y otra vez alrededor del planeta, proporcionan un método para medir su peso por la rapidez de su movimiento. Nos indican que si el sol se colocara en una balanza celeste, harían falta 1.047 cuerpos iguales a Júpiter en la otra balanza para equilibrarlo. Casi no hay rastro de incertidumbre en esta determinación, y por lo tanto es de gran interés probar la teoría del cometa de Encke para ver si da un resultado coincidente. La comparación fue realizada por Von Asten. El cometa de Encke nos indica que el sol es 1.050 veces más pesado que Júpiter; así, los resultados son prácticamente idénticos, y se confirma la exactitud de las indicaciones del cometa. Pero el cálculo de las perturbaciones del cometa de Encke es tan extremadamente complejo que el resultado de Asten no tiene mucho valor. A partir del movimiento del cometa periódico de Winnecke, Haerdtl ha determinado que el sol es 1.047,17 veces más pesado que Júpiter, en perfecta concordancia con los mejores resultados obtenidos a partir de la atracción de Júpiter sobre sus lunas y los demás planetas.

Hasta ahora hemos discutido las trayectorias del cometa de Encke en casos en los que arrojan luz sobre cuestiones que de otro modo nos serían más o menos conocidas. Ahora abordamos un problema célebre, en el cual el cometa de Encke es nuestra única fuente de información. Cada 1.210 días, ese cometa completa una órbita y vuelve a acercarse al sol. Sin embargo, sus movimientos son algo irregulares. Ya hemos explicado cómo surgen las perturbaciones debido a Mercurio y a Júpiter. Otras perturbaciones provienen de la atracción de la Tierra y de los demás planetas restantes; pero todas estas pueden tenerse en cuenta, y entonces podemos esperar, si la ley de la gravedad es universalmente verdadera, que el cometa obedezca los cálculos matemáticos. El cometa de Encke no ha justificado esto.

Anticipación: en cada revolución, el período se acorta de forma constante. Cada vez que el cometa regresa al perihelio, lo hace en dos horas y media menos que en la ocasión anterior. Dos horas y media es, sin duda, un período breve en comparación con el de una revolución completa; pero en la zona de su trayectoria visible para nosotros, el cometa se mueve tan rápidamente que su desplazamiento en ese tiempo es considerable. Esta irregularidad no puede pasarse por alto, ya que ha sido confirmada por las observaciones realizadas durante unas veinte revoluciones. A veces se ha pensado que estas discrepancias podrían atribuirse a algunas perturbaciones planetarias que no se han tenido en cuenta o que no se han explicado completamente. Sin embargo, el análisis magistral realizado por Von Asten y Backlund descartó esta explicación. Estos investigadores estudiaron minuciosamente las observaciones hasta el año 1891, pero solo con el fin de confirmar la realidad de esta disminución en el período periódico del cometa Encke.

Hace tiempo, Encke propuso una explicación para estas irregularidades. Intentemos describir brevemente esta hipótesis tan notable. Cuando decimos que un cuerpo se mueve por una trayectoria elíptica alrededor del sol debido a la gravedad, siempre se supone que dicho cuerpo tiene libertad de movimiento en el espacio. Se asume que no existe fricción, ni aire, ni ninguna otra fuente de perturbación. Pero supongamos que esta suposición es incorrecta; supongamos que realmente existe algún medio que impregna el espacio y que ofrece resistencia al cometa, de la misma manera que el aire dificulta el vuelo de una bala de rifle. ¿Qué efecto debería tener tal medio? Esa era la idea que planteó Encke. Incluso si la mayor parte del espacio está completamente vacío, de modo que la trayectoria del cometa, tan delicada y casi “espiritual”, no pueda sentir resistencia alguna, se suponía que en las cercanías del sol podría haber algún medio extremadamente tenue capaz de afectar a un cuerpo tan ligero. Se puede demostrar que un medio resistente como el que hemos imaginado reduciría el tamaño de la trayectoria del cometa y disminuiría su período periódico. No obstante, esta hipótesis ya ha sido abandonada. Siempre resultó extraño que ningún otro cometa mostrara el más mínimo signo de ser ralentizado por dicho medio resistente. Pero los trabajos de Backlund han demostrado, sin lugar a dudas, que la aceleración del movimiento del cometa…

El cometa de Encke no es un cometa periódico, y no se puede explicar suponiendo la existencia de un medio resistente distribuido alrededor del Sol, sin importar cómo imaginemos que está constituido este medio en función de su densidad a diferentes distancias del Sol. Backlund descubrió que la aceleración era bastante constante entre 1819 y 1858; comenzó a disminuir entre 1858 y 1862, y siguió decreciendo hasta algún momento entre 1868 y 1871, desde entonces ha permanecido bastante constante. Él considera que la aceleración solo puede ser producida por el hecho de que el cometa se encuentre periódicamente con un enjambre de meteoros, y si pudiéramos observar el cometa durante su movimiento a través de la mayor parte de su órbita, podríamos indicar el lugar donde tiene lugar este encuentro.

Hemos seleccionado los cometas de Halley y de Encke como ejemplos de la clase de cometas periódicos, de los cuales, de hecho, son los miembros más destacados. Otro cometa periódico muy notable es el de Biela, sobre el cual tendremos más que decir en el próximo capítulo. De la clase mucho más numerosa de cometas no periódicos, se pueden citar numerosos ejemplos. Mencionaremos algunos que han aparecido durante este siglo. Primero está el espléndido cometa de 1843, que apareció repentinamente en febrero de ese año y era tan brillante que podía verse durante pleno día. Este cometa siguió una trayectoria que no podía distinguirse con certeza de una parábola, aunque no hay duda de que podría haber sido una elipse muy alargada. Con frecuencia es imposible decidir una cuestión de este tipo, durante las breves oportunidades disponibles para localizar al cometa. Solo podemos ver el objeto durante un arco muy pequeño de su órbita, y aun así no se trata de un punto bien definido que permita ser medido con la precisión alcanzable en las observaciones de una estrella o un planeta. Sin embargo, este cometa de 1843 es especialmente notable por la rapidez con la que se movía y por la cercana aproximación que realizó al Sol. El calor al que estuvo expuesto durante su paso alrededor del Sol debió ser enormemente mayor que el calor que se puede generar en nuestros hornos más potentes. Si los materiales hubieran sido ágata o cornalina, o las sustancias más refractarias…

En la Tierra, habrían sido fundidos y convertidos en vapor por la intensidad de los rayos solares.

El gran cometa de 1858 fue uno de los espectáculos celestes de los tiempos modernos. Fue observado por primera vez el 2 de junio de ese año por Donati, cuyo nombre lleva posteriormente el cometa; en aquel entonces era solo un tenue punto nebuloso, y durante unos tres meses siguió su camino por el cielo sin dar ninguna indicación del esplendor que pronto alcanzaría. A finales de agosto, el cometa apenas era visible a simple vista, y solo tenía una cola muy pequeña; pero a medida que se acercaba gradualmente al Sol en septiembre, pronto adquirió gran esplendor. Rápidamente se desarrolló una cola de proporciones majestuosas, y para mediados de octubre, cuando se alcanzó la máxima luminosidad, su longitud abarcaba un arco de cuarenta grados. La belleza e interés de este cometa se vieron enormemente realzados por su posición favorable en el cielo en una temporada en la que las noches eran lo suficientemente oscuras.

El 22 de mayo de 1881, el señor Tebbutt, de Windsor, en Nueva Gales del Sur, descubrió un cometa que rápidamente se convirtió en uno de los objetos celestes más interesantes vistos por esta generación. Alrededor del 22 de junio se volvió visible desde estas latitudes en el cielo del norte a medianoche. Gradualmente ascendió cada vez más alto hasta pasar por encima del polo. El núcleo del cometa era tan brillante como una estrella de primera magnitud, y su cola medía unos 20° de longitud. El 2 de septiembre dejó de ser visible a simple vista, pero permaneció visible mediante telescopios hasta febrero del año siguiente. Este fue el primer cometa que se fotografió con éxito, y cabe señalar que los cometas poseen muy poca capacidad actínica. Se ha estimado que la luz lunar tiene una intensidad 300.000 veces mayor que la de un cometa para los fines de la fotografía.

Otro de los cuerpos de esta clase que recibió una gran y merecida atención fue el descubierto en el hemisferio sur a principios de septiembre de 1882. Aumentó tanto su brillo que fue visto durante el día por el señor Common el 17 de ese mes, mientras que el mismo día

Los astrónomos del Cabo de Buena Esperanza tuvieron la suerte de poder observar cómo el cuerpo cometario se acercaba realmente al borde del sol, donde dejó de ser visible. Sabemos que el cometa debió pasar entre la Tierra y el sol, y es muy interesante saber, según los observadores del Cabo, que estaba completamente invisible cuando en realidad se proyectaba sobre el disco solar. Al día siguiente volvió a ser visible a simple vista, a plena luz del día, no muy lejos del sol, y se realizaron valiosas observaciones espectroscópicas en Dunecht y Palermo. En ese momento, el cometa atravesaba la parte de su órbita más cercana al sol; aproximadamente una semana después comenzó a ser visible por las mañanas, antes del amanecer, cerca del horizonte oriental, mostrando una larga cola fina. (Véase la lámina XVII.) El núcleo se alargó gradualmente hasta dividirse en cuatro fragmentos separados, dispuestos en línea recta, mientras que la cabeza del cometa quedó envuelta en una especie de tubo nebuloso y tenue, orientado hacia el sol. También se hicieron visibles varias pequeñas masas nebulosas separadas, que viajaban junto con el cometa, aunque no a la misma velocidad. El cometa dejó de ser visible a simple vista en febrero, y fue observado por última vez mediante telescopio en Sudamérica el 1 de junio de 1883.

Existe una notable similitud entre la órbita de este cometa y las órbitas que siguieron el cometa de 1668, el gran cometa de 1843 y un gran cometa visto en 1880 en el hemisferio sur al orbitar alrededor del sol. De hecho, estos cuatro cometas se movieron por casi la misma trayectoria y rodearon al sol a pocos cientos de miles de millas de la superficie de la fotosfera. También es posible que el cometa que, según Aristóteles, apareció en el año 372 a.C. siguiera la misma órbita. Sin embargo, no podemos suponer que todas estas apariciones fueran del mismo cometa, ya que las observaciones del cometa de 1882 indican que su período orbital es de unos 772 años. No es imposible que los cometas de 1843 y 1880 sean el mismo, pero en ambos años las observaciones abarcan un período demasiado corto como para determinar si su órbita era parabólica o elíptica. Pero como el cometa de 1882 era, en cualquier caso, un cuerpo distinto, parece más probable que aquí tengamos una familia de cometas que se acercan al sol desde la misma región del espacio y siguen casi la misma trayectoria.

El mismo curso. Conocemos algunos otros casos de tales similitudes entre las órbitas de cometas distintos.

De otros cometas interesantes observados en los últimos años podemos mencionar uno descubierto por el Sr. Holmes en Londres el 6 de noviembre de 1892. En aquel entonces se encontraba no lejos de la brillante nebulosa en la constelación de Andrómeda, y al igual que ella era apenas visible a simple vista. El cometa se volvió gradualmente más tenue y más difuso, pero el 16 de enero siguiente apareció de repente con una concentración central, como una estrella de octava magnitud, rodeada por una pequeña coma. Poco a poco volvió a expandirse y se hizo más tenue, hasta que fue observado por última vez el 6 de abril.[32] Se descubrió que su órbita era una elipse más cercana a la circular que la órbita de cualquier otro cometa conocido, siendo su período de casi siete años. Otro cometa de 1892 es notable por haber sido descubierto por el profesor Barnard, del Observatorio Lick, en una fotografía de una región de Aquila; él pudo distinguir de inmediato al cometa de una nebulosa por su movimiento.

Desde 1864, la luz de cada cometa que ha aparecido ha sido analizada con el espectrómetro. La ligera luminosidad superficial de estos cuerpos hace necesario abrir la rendija del espectrómetro bastante amplia, y la dispersión empleada no puede ser muy grande, lo cual a su vez dificulta las mediciones precisas. El espectro de un cometa se caracteriza principalmente por tres bandas brillantes que se atenúan gradualmente hacia el violeta y están nítidamente definidas en el lado hacia el rojo. Esta apariencia es causada por un gran número de líneas finas y cercanas, cuya intensidad y distancia entre sí disminuyen hacia el violeta. Estas tres bandas revelan la presencia de hidrocarburos en los cometas.

El importante papel que encontramos así al carbono en la constitución de los cometas resulta especialmente llamativo cuando reflexionamos sobre la importancia de este mismo elemento en la Tierra. Lo vemos como el principal componente de toda vida vegetal, y lo encontramos siempre presente en la vida animal. Es un hecho interesante que este elemento, de tan trascendental importancia en la Tierra, haya sido ahora demostrado que está presente en estos cuerpos errantes. Los hidrocarburos

Sin embargo, las bandas no son siempre las únicas características visibles en los espectros de los cometas. En un cometa observado durante los meses de primavera de 1882, el profesor Copeland descubrió que había aparecido repentinamente una nueva línea amarilla brillante, cuya posición coincidía con la línea D del sodio; posteriormente, tanto él como otros observadores vieron que esta línea era doble. De hecho, el sodio estaba tan presente en este cometa que tanto su cabeza como su cola podían verse perfectamente bajo la luz del sodio, simplemente abriendo mucho la rendija del espectrómetro, al igual que se puede observar una protuberancia solar bajo la luz del hidrógeno. La línea del sodio alcanzó su mayor brillo cuando el cometa se encontraba más cerca del sol, mientras que las bandas de hidrocarburos eran invisibles o muy tenues. Se observó la misma relación entre la intensidad de la línea del sodio y la distancia al sol en el gran cometa de septiembre de 1882.

El espectro del gran cometa de 1882 fue observado por Copeland y Lohse el 18 de septiembre, durante el día; además de la línea del sodio, vieron varias otras líneas brillantes, que parecían deberse al vapor de hierro, y también se observó la única línea de manganeso visible a la temperatura de un quemador Bunsen. Esta observación sumamente notable se realizó menos de un día después del paso por el perihelio, y ilustra la maravillosa actividad que tiene lugar en el interior de un cometa cuando está muy cerca del sol.

PLACA XVII.

El cometa de 1882,
visto desde Streatham, 4 de noviembre, a las 4 a.m.
Según un dibujo de T.E. Key.

Además de las líneas brillantes, los cometas suelen mostrar un espectro continuo tenue, en el cual ocasionalmente se pueden distinguir líneas oscuras de Fraunhofer. Por supuesto, esto demuestra que el espectro continuo se debe en gran medida a la luz solar reflejada, pero no hay duda de que parte de él proviene de la luz que realmente se genera en el cometa. Ciertamente este fue el caso del primer cometa de 1884, ya que un repentino estallido de luz en este cuerpo estuvo acompañado por un aumento considerable en la brillantez del espectro continuo. Un cambio en la brillantez relativa de las tres bandas de hidrocarburos indicó un aumento significativo de temperatura, durante el cual el cometa emitía luz blanca.

Dado que los cometas están mucho más cerca de la Tierra que las estrellas, ocasionalmente ocurre que el cometa llega a una posición directamente entre la Tierra y una estrella. Existe un fenómeno bastante similar en el movimiento de la Luna. Una estrella es frecuentemente ocultada de esta manera, y las observaciones de tales fenómenos son algo habitual para los astrónomos; pero cuando un cometa pasa frente a una estrella, las circunstancias son muy diferentes. De hecho, la estrella se ve casi tan bien a través del cometa como lo haría si el cometa no estuviera presente. Esto ha sido observado con frecuencia. Una de las observaciones más célebres de este tipo fue realizada por el difunto Sir John Herschel sobre el cometa de Biela, que pertenece a la clase periódica y será mencionado en el próximo capítulo. El ilustre astrónomo vio en una ocasión cómo este objeto pasaba sobre un cúmulo estelar. Este estaba formado por estrellas extremadamente pequeñas, que solo podían ser vistas mediante un telescopio potente, como el que utilizaba Sir John. La más mínima neblina o rastro de nube habría sido suficiente para ocultar todas las estrellas. Por lo tanto, el astrónomo observó con gran interés el avance del cometa de Biela. Poco a poco, el cometa invadió el grupo de estrellas, de modo que, si hubiera tenido alguna solidez apreciable, esos numerosos puntos brillantes habrían quedado completamente ocultos. Pero, ¿cuáles eran los hechos? Hasta la estrella más pequeña de ese cúmulo…

El punto de luz que el gran telescopio podía mostrar permitía ver claramente cómo cada objeto del grupo parpadeaba a través de toda la masa del cometa de Biela. Esta fue una observación importante. Debemos recordar que el “velo” que separaba el cúmulo estelar del telescopio no era una cortina delgada; se trataba de un volumen de sustancia cometaria con un espesor de miles de millas. Comparemos, entonces, la casi increíble delgadez de un cometa con las nubes a las que estamos acostumbrados. Una nube de unos pocos cientos de pies de espesor ocultaría no solo las estrellas, sino incluso al propio sol. La más ligera neblina que flotara en el cielo de verano sería suficiente para impedir que viéramos las estrellas, más que cien mil millas de ese material cometario que aquí se interponía. El gran cometa de Donati pasó por encima de muchas estrellas que eran visibles claramente a través de su cola. Entre estas estrellas se encontraba una muy brillante: el bien conocido Arcturus. Afortunadamente, el cometa pasó justo por encima de Arcturus, y aunque la parte más densa del cometa se interponía entre la Tierra y la estrella, esta seguía brillando con la misma intensidad a través de esa enorme barrera. Sin embargo, observaciones recientes han demostrado que, en algunos casos, las estrellas experimentan cambios en su brillo cuando la parte más densa del cometa pasa por encima de ellas. De hecho, es difícil imaginar que una estrella siga siendo visible si el núcleo de un cometa realmente grande pasara por encima de ella; pero parece que aún no ha surgido la oportunidad de poner a prueba esta suposición. Dado que un cometa contiene material gaseoso transparente, podríamos esperar que la posición de una estrella se alterara cuando el cometa se acercara a ella. La capacidad de refracción del aire es muy considerable. Cuando miramos el atardecer, vemos cómo el sol parece pasar por debajo del horizonte; sin embargo, en realidad el sol ya se ha hundido bajo el horizonte antes de que cualquier parte de su disco parezca comenzar a descender. La capacidad de refracción del aire dobla los rayos luminosos, permitiendo ver al sol, aunque esté directamente bloqueado por los obstáculos intermedios. La capacidad de refracción del material de los cometas también…

Ha sido sometido a pruebas cuidadosas. Se ha observado cómo un cometa se acerca a dos estrellas; una de ellas se veía a través del cometa, mientras que la otra podía observarse directamente. Si el cuerpo tuviera una cantidad apreciable de gas en su composición, las posiciones relativas de las dos estrellas cambiarían. Esta cuestión ha sido sometida más de una vez a la prueba de mediciones reales. En ocasiones se ha descubierto que no era posible detectar ningún cambio apreciable en la posición, y que, por lo tanto, en tales casos el cometa no tiene densidad perceptible. Sin embargo, mediciones precisas del gran cometa en 1881 mostraron que en las inmediaciones del núcleo existía cierta capacidad de refracción, aunque bastante insignificante en comparación con la refracción de nuestra atmósfera.

PLACA C.
COMETA A DE 1892, 1. SWIFT.
Fotografiada por E.E. Barnard, 7 de abril de 1892.

A partir de estas consideraciones, probablemente se admitirá de inmediato que la masa de un cometa debe ser realmente una cantidad muy pequeña en comparación con su volumen. Cuando intentamos pesar realmente al cometa, nuestros esfuerzos han resultado infructuosos. Hemos podido pesar a los poderosos planetas Júpiter y Saturno; incluso hemos podido pesar al propio sol, enorme en tamaño; la ley de la gravedad nos ha proporcionado un aparato de pesaje extraordinario, que se ha aplicado con éxito en todos estos casos, pero los mismos métodos aplicados a los cometas resultan rápidamente ilusorios. Ninguna máquina de pesaje conocida por los astrónomos es lo suficientemente delicada como para determinar el peso de un cometa. Todo lo que podemos lograr en cualquier circunstancia es pesar un cuerpo celeste en comparación con otro. Los cometas parecen ser casi imponderables cuando se los evalúa en relación con masas tan grandes como las de la Tierra o de cualquiera de los otros grandes planetas. Por supuesto, se entenderá que cuando decimos que el peso de un cometa es insignificante, nos referimos en relación con los demás cuerpos de nuestro sistema. Quizá ahora nadie dude de que un gran cometa debe pesar realmente toneladas; aunque sea cuestión de saber si esas toneladas deben contarse en decenas, en cientos, en miles o en millones, la cantidad total parece ser completamente insignificante en comparación con el peso de un cuerpo como la Tierra.

La pequeña masa de los cometas también se pone de manifiesto de manera muy llamativa cuando recordamos lo que se dijo en el capítulo anterior sobre el importante tema de las perturbaciones planetarias. Allí tratamos de la permanencia de nuestro sistema y demostramos que esta permanencia depende de ciertas leyes que los movimientos planetarios deben cumplir invariablemente. Los planetas se mueven casi en círculos, sus órbitas están casi todas en el mismo plano y todos se mueven en la misma dirección. La permanencia del sistema estaría en peligro si alguna de estas condiciones no se cumpliera. En esa discusión no hicimos mención alguna a los cometas. Sin embargo, ellos son miembros de nuestro sistema y su número supera con creces al de los planetas. Los cometas desafían estas reglas que los planetas obedecen tan rigurosamente. Sus órbitas nunca son circulares; de hecho, suelen ser más bien parabólicas, y por lo tanto difieren tanto como es posible del camino circular. Tampoco los planos de las órbitas de los cometas siguen algún patrón específico; están inclinados en todo tipo de ángulos.

Los ángulos y las direcciones en las que se mueven parecen ser meras cuestiones de capricho. Todos estos principios de la convención planetaria son violados por los cometas, pero aun así nuestro sistema persiste; ha persistido durante incontables eras y parece destinado a seguir haciéndolo en las eras venideras. Los cometas son atraídos por los planetas, y viceversa, los cometas deben atraer a los planetas y perturbar sus órbitas hasta cierto punto; pero, ¿hasta qué punto? Si los cometas se movieran en órbitas sujetas a las mismas leyes generales que caracterizan el movimiento planetario, entonces nuestro razonamiento se derrumbaría. Los planetas podrían sufrir perturbaciones considerables debido a la atracción de los cometas, pero con el paso del tiempo esas perturbaciones se neutralizarían entre sí y la permanencia del sistema quedaría intacta. Pero la situación es muy diferente cuando nos ocupamos de las órbitas reales de los cometas. Si los cometas pudieran perturbar significativamente a los planetas, esas perturbaciones no se neutralizarían entre sí y, con el paso del tiempo, el sistema quedaría destruido por una acumulación continua de irregularidades. Sin embargo, los hechos demuestran que el sistema ha existido y sigue existiendo, a pesar de los cometas; por lo tanto, estamos obligados a concluir que sus masas deben ser insignificantes en comparación con las de los grandes cuerpos planetarios.

Estas consideraciones muestran las leyes de la gravedad universal y su relación con la permanencia de nuestro sistema de una manera muy llamativa. Si incluimos a los cometas, podemos decir que el sistema solar comprende muchos miles de cuerpos, en órbitas de todos los tamaños, formas y posiciones, coincidiendo únicamente en el hecho de que el sol ocupa un foco común para todos ellos. La mayoría de estos cuerpos son insignificantes en comparación con los planetas, y sus órbitas están dispuestas de tal manera que, aunque puedan sufrir mucho debido a las perturbaciones de los otros cuerpos, en ningún caso pueden causar ninguna perturbación apreciable. Sin embargo, hay algunos planetas grandes capaces de producir perturbaciones enormes; y si sus órbitas no estuvieran adecuadamente ajustadas, el caos sería el resultado, tarde o temprano. Gracias a la adaptación mutua de sus órbitas a una forma casi circular, a un plano casi coincidente y a una uniformidad en la dirección, se ha logrado una tregua permanente entre los grandes planetas. Ahora ya no pueden desorganizarse mutuamente de forma permanente, mientras

La ligera masa de los cometas los hace incapaces de hacerlo. De este modo, se asegura la estabilidad de los grandes planetas; pero cabe señalar que no existe garantía alguna de estabilidad para los cometas. Sus trayectorias excéntricas e irregulares pueden sufrir los cambios más enormes; de hecho, la historia de la astronomía contiene muchos ejemplos de las vicisitudes a las que está expuesta la carrera de un cometa.

Los grandes cometas aparecen en el cielo en las circunstancias más diversas. No hay parte del cielo, ni constelación ni región, que no esté sujeta a visitas ocasionales de estos misteriosos cuerpos. No hay estación del año, ni hora del día o de la noche en la que no se puedan ver cometas por encima del horizonte. De igual manera, el tamaño y aspecto de los cometas son de todo tipo: desde una mancha tenue apenas visible para un ojo ayudado por un potente telescopio, hasta un objeto gigantesco y brillante, con una cola que se extiende por el cielo a una distancia equivalente a la que hay desde el horizonte hasta el cenit. Asimismo, la dirección de la cola del cometa parece, a primera vista, permitir cualquier posición posible: puede estar erguida verticalmente en el cielo, como si el cometa fuera a sumergirse bajo el horizonte; puede descender desde la cabeza del cometa, como si el cuerpo hubiera sido lanzado desde abajo; también puede inclinarse hacia la derecha o hacia la izquierda. Entre toda esta variedad y aparente capricho, ¿podemos descubrir alguna característica común a los diferentes fenómenos? Descubriremos que existe una ley muy notable que obedecen las colas de los cometas: una ley tan verdadera y satisfactoria que, si se nos indica la posición de un cometa en el cielo, es posible indicar de inmediato en qué dirección estará orientada su cola.

Un hermoso cometa aparece en verano en el cielo del norte. Es cerca de la medianoche; observamos su cola débilmente luminosa, que está erguida verticalmente y apunta hacia el cenit; quizá esté ligeramente curvada o incluso mucho, pero, en general, sigue dirigiéndose desde el horizonte hasta el cenit. No nos referimos aquí a ningún cometa en particular. Cada cometa, grande o pequeño, que aparece en el norte debe tener, a medianoche, su cola orientada hacia arriba en una dirección casi vertical. Este hecho, que ha sido verificado en numerosas ocasiones, es una ilustración contundente de la ley de la dirección de las colas de los cometas. Piense por un momento en los hechos del caso.

Es verano; el crepúsculo en el norte indica la posición del sol, y la cola del cometa apunta directamente lejos del crepúsculo y lejos del sol. Tomemos otro caso: es de noche; el sol se ha puesto, las estrellas han comenzado a brillar y se ve un cometa de cola larga. Sea ese cometa alto o bajo, al norte o al sur, al este o al oeste, su cola apunta invariablemente lejos de ese punto en el oeste donde aún permanece la luz solar que se retira. De nuevo, se observa un cometa temprano en la mañana; si se desplaza la vista desde el lugar donde aparece el primer destello del amanecer hasta la cabeza del cometa, entonces en esa dirección, alejándose del sol, se encuentra la cola del cometa. Esta ley tiene una aplicación aún más general: en cualquier estación, a cualquier hora de la noche, la cola de un cometa está dirigida lejos del sol.

Hace más de trescientos años, este hecho relacionado con el movimiento de los cometas llamó la atención de quienes reflexionaban sobre los movimientos de los cuerpos celestes. Es un hecho evidente para la observación ordinaria; brinda cierto grado de coherencia a los numerosos fenómenos relacionados con los cometas, y debe servir como base para nuestras investigaciones sobre la estructura de sus colas.

En la figura adjunta, la Fig. 71, mostramos una parte de la órbita parabólica de un cometa, y también representamos la posición de su cola en varios puntos de su trayectoria. Quizás sería exagerado afirmar que, durante todo el vasto recorrido del cometa, su cola siempre debe estar dirigida hacia el sol. En primer lugar, hay que recordar que solo podemos ver al cometa durante esa pequeña parte de su viaje en la que se acerca o se aleja del sol. También cabe recordar que, mientras realmente pasa alrededor del sol, el brillo del cometa es tan abrumado por el del sol que el cometa a menudo se vuelve invisible, tal como las estrellas son invisibles durante el día. De hecho, en ciertos casos, chorros de material cometario son proyectados realmente hacia el sol.

Fig. 71.—La cola de un cometa dirigida desde el Sol.
En una consideración apresurada del tema, podría pensarse que, dado que el cometa se desplaza a una velocidad enorme, su cola simplemente se extiende detrás de él, tal como las chispas de un cohete se dispersan a lo largo de la trayectoria que sigue. Esta sería una analogía completamente errónea; el cometa se mueve no a través de una atmósfera, sino por el espacio abierto, donde no existe ningún medio suficiente para hacer que la cola siga la línea de movimiento. Otra característica muy notable es el crecimiento gradual de la cola a medida que el cometa se acerca al Sol. Mientras el cuerpo del cometa aún se encuentra a gran distancia, generalmente no tiene cola perceptible, pero a medida que se acerca, la cola se desarrolla gradualmente y, en algunos casos, alcanza dimensiones enormes. No se debe suponer que este aumento sea simplemente una consecuencia óptica de la disminución de la distancia. Se puede demostrar que el crecimiento de la cola ocurre mucho más rápidamente de lo que sería posible explicar de esta manera. Por lo tanto, estamos obligados a relacionar la formación de la cola con la aproximación al Sol, y nos encontramos así ante un enigma sin ninguna analogía entre los demás cuerpos de nuestro sistema.

No puede haber ninguna duda de que el cometa en su conjunto es atraído por el Sol. El hecho de que el cometa se mueva en una elipse o en una parábola demuestra que los dos cuerpos actúan y reaccionan uno sobre el otro de acuerdo con las leyes de la física.

Ley de la gravedad universal. Pero aunque esto es cierto para el cometa en su conjunto, no es menos cierto que la cola del cometa es rechazada por el sol. Es imposible afirmar con certeza cómo ocurre esto, pero los hechos parecen indicar una explicación de este tipo.

Hemos visto que el espectrógrafo ha demostrado con certeza la presencia de hidrocarburos y otros gases en los cometas. Pero no debemos concluir de esto que los cometas sean simplemente masas de gas que se mueven por el espacio. Aunque la cantidad total de materia en un cometa, como hemos visto, es extremadamente pequeña, es perfectamente posible que el cometa esté formado por un número de partículas dispersas que tienen una densidad considerable; de hecho, veremos en el próximo capítulo, al describir la notable relación entre cometas y meteoros, que tenemos motivos para creer que así es. Por lo tanto, podemos considerar un cometa como un enjambre de diminutas partículas sólidas, cada una rodeada de gas.

Cuando observamos cómo un gran cometa se acerca al sol, primero se ve cómo su núcleo se vuelve más brillante y más definido; en una etapa posterior, parece que se proyecta desde él materia luminosa hacia el sol, a menudo en forma de abanico o chorro, el cual a veces oscila de un lado a otro como un péndulo. En la cabeza del cometa de Halley, por ejemplo, Bessel observó en octubre de 1835 que el chorro, en el transcurso de ocho horas, describió un ángulo de 36°. En otras ocasiones, se forman arcos concéntricos de luz alrededor del núcleo, uno tras otro, volviéndose más tenues a medida que se alejan del núcleo. Evidentemente, el material del abanico o de los arcos es rechazado por el núcleo del cometa; pero también es rechazado por el sol, y esta última fuerza repulsiva obliga a la materia luminosa a superar la atracción gravitatoria y a retroceder alrededor del núcleo en dirección opuesta al sol. De esta manera se forma la cola. (Véase lámina XII.) La teoría matemática de la formación de las colas de los cometas se ha desarrollado bajo la suposición de que la materia que forma la cola es rechazada tanto por el núcleo como por el sol. Esta investigación fue llevada a cabo por primera vez por el gran astrónomo Bessel, en su memorando sobre la aparición del cometa de Halley en 1835, y desde entonces ha sido ampliamente desarrollada por Roche y el astrónomo ruso Bredichin.

Aunque quizás no estamos en condiciones de aceptar esta teoría como absolutamente verdadera, podemos afirmar que explica bien los principales fenómenos observados en la formación de las colas de los cometas.

El profesor Bredichin ha llevado a cabo sus investigaciones de manera rigurosa y sistemática, lo que ha dado lugar a muchos otros grandes descubrimientos en la ciencia. Ha recopilado cuidadosamente las mediciones y los dibujos de las colas de diversos cometas. De esta fase preliminar de su estudio se ha obtenido un resultado cuyo valor no se verá afectado, incluso si posteriormente se descubre que otras partes de su trabajo requieren matización. Al examinar las diferentes colas, observó que las formas curvilíneas de sus contornos pertenecen a uno u otro de tres tipos especiales. En el primer tipo se encuentran las colas más rectas, que apuntan casi directamente lejos del sol. En el segundo tipo están las colas que, tras partir desde el sol, se curvan hacia atrás, en dirección opuesta al movimiento del cometa. En el tercer tipo encontramos colas aún más curvadas, orientadas hacia la trayectoria del cometa. Se puede demostrar que las colas de los cometas casi siempre pueden identificarse con uno u otro de estos tres tipos; y en los casos en que el cometa presenta dos colas, como a veces ocurre, estas pertenecerán a dos de esos tipos.

El diagrama adjunto (Fig. 72) muestra un boceto de un cometa imaginario dotado de colas de los tres tipos diferentes. La dirección en la que se mueve el cometa está indicada por la punta de flecha en la línea que pasa por el núcleo. Bredichin concluye que la cola más recta de las tres, marcada como Tipo I, se debe muy probablemente al elemento hidrógeno; las colas del segundo tipo se deben a la presencia de algunos hidrocarburos en el cuerpo del cometa; mientras que las colas pequeñas del tercer tipo podrían deberse al hierro o a algún otro elemento de alto peso atómico. Por supuesto, queda claro que este diagrama no representa a ningún cometa real.

Fig. 72.—Teoría de Bredichin sobre las colas de los cometas.

Fig. 73.—Colas del cometa de 1858.

Una ilustración interesante de esta teoría se encuentra en el caso del célebre cometa de 1858 ya mencionado, del cual se muestra un dibujo en la Fig. 73. Aquí encontramos, además de la gran cola, que es la característica distintiva del cuerpo, dos otras tenues rayas de luz. Estas son los bordes del cono hueco que forma una cola de tipo I. Al observar las regiones centrales, se comprende fácilmente que la luz no es lo suficientemente intensa como para ser visible; sin embargo, en los bordes existe una capa suficientemente gruesa de materia cometaria, y así obtenemos la apariencia que se muestra en esta figura. Parecería que el cometa de Donati poseía una cola debida al hidrógeno y otra debida a algunos de los compuestos de carbono. Los compuestos de carbono involucrados parecen ser de considerable variedad, y por consiguiente, las colas de segundo tipo presentan un contorno más indefinido que las colas de hidrógeno. Se han registrado casos en los que se vieron varias colas simultáneamente en el mismo cometa. El más célebre de ellos es el que apareció en el año 1744. El profesor Bredichin ha dedicado especial atención a la teoría de este asombroso objeto, y ha demostrado con un alto grado de probabilidad cómo se podría explicar la cola multiforme. La figura adjunta (Fig. 74) proviene de un boceto de este objeto realizado en la mañana del 7 de marzo por Mademoiselle Kirch en el Observatorio de Berlín. La figura muestra once rayas; de las cuales las diez primeras (contando desde la izquierda) representan los bordes brillantes de cinco de las colas, mientras que la sexta y más corta cola se encuentra en el extremo derecho. También se realizaron bocetos de este raro fenómeno por Chéseaux en Lausana y De L’Isle en San Petersburgo. Antes del paso por el perihelio, el cometa solo tenía una cola, pero una muy espléndida.

Fig. 74.—El cometa de 1744.

Es posible someter algunas de las cuestiones involucradas a una prueba de cálculo, y se puede demostrar que la fuerza repulsiva adecuada para producir la cola recta del tipo I solo necesita ser unas doce veces mayor que la atracción gravitatoria. Las colas del segundo tipo podrían ser producidas por una fuerza repulsiva más o menos igual a la gravitación, mientras que las colas del tercer tipo requerirían únicamente una fuerza repulsiva aproximadamente una cuarta parte de la potencia de la gravitación.[33] La principal fuerza repulsiva conocida en la naturaleza proviene de la electricidad, y naturalmente se ha supuesto que los fenómenos de las colas de los cometas se deben a la condición eléctrica del sol y del cometa. Sería prematuro afirmar que el carácter eléctrico de la cola del cometa ha sido demostrado de forma absoluta; todo lo que se puede decir es que, ya que parece explicar los hechos observados, sería indeseable introducir alguna fuerza repulsiva meramente hipotética. Hay que recordar que, por motivos completamente diferentes, se sabe que el sol es el lugar donde ocurren fenómenos eléctricos.

A medida que el cometa se aleja gradualmente del sol, la fuerza repulsiva se vuelve más débil, y en consecuencia observamos que la cola del cometa

disminuyen. Si el cometa es periódico, la misma serie de cambios puede producirse en su próxima llegada al perihelio. Se forma una nueva cola, que también desaparece gradualmente a medida que el cometa vuelve a las profundidades del espacio. Si podemos emplear la analogía de los vapores terrestres para guiarnos en nuestro razonamiento, entonces parecería que, a medida que el cometa se retira, su cola se condensaría en miríadas de pequeñas partículas. Sobre estas pequeñas partículas, la ley de la gravedad volvería a ejercer su influencia sin obstáculos, ya no opacada por la mayor eficacia de la repulsión. Sin embargo, la masa del cometa es tan extremadamente pequeña que no podría atraer de vuelta estas partículas únicamente con la fuerza de atracción. De ello se deduce que, cada vez que el cometa pasa por el perihelio y forma una cola, debe gastar una cantidad correspondiente de material necesario para formarla. Supongamos que el cometa contaba al principio con cierto capital de esos materiales específicos adecuados para la formación de colas. Cada paso por el perihelio supone la formación de una cola y el gasto de una cantidad correspondiente de ese capital. Es obvio que esta operación no puede continuar indefinidamente. En el caso de la gran mayoría de los cometas, las visitas al perihelio son tan extremadamente raras que las consecuencias de este derroche no son muy evidentes; pero en aquellos cometas periódicos que tienen períodos cortos y regresan con frecuencia, las consecuencias son precisamente las que se podrían haber anticipado: el capital necesario para formar colas se ha ido agotando gradualmente, y así, finalmente, tenemos el espectáculo de un cometa sin ninguna cola. Incluso podemos concebir que un cometa pueda disiparse por completo de esta manera, y veremos en el próximo capítulo cómo parece haber sido este el destino del cometa periódico de Biela.

Pero mientras recorre el sistema solar, el cometa puede pasar muy cerca de uno de los planetas más grandes, y, al hacerlo, su movimiento puede verse seriamente perturbado por la atracción del planeta. Si la velocidad del cometa se acelera debido a esta influencia perturbadora, su órbita pasará de ser parabólica a otra curva conocida como hipérbola, y el cometa girará alrededor del sol y se alejará para no regresar nunca. Pero si el planeta está situado de tal manera que ralentiza la velocidad del cometa, la órbita parabólica se convertirá en una elipse, y el cometa se convertirá en uno periódico. Podemos

Difícilmente podemos dudar de que algunos cometas periódicos hayan sido “capturados” de esta manera y, por lo tanto, se hayan convertido en miembros permanentes de nuestro sistema solar. Si observamos que los cometas de período corto (de tres a ocho años) se acercan mucho a la órbita de Júpiter en algún momento de sus trayectorias, entonces cada uno de ellos debe haber estado cerca de este planeta gigante en algún momento de su historia pasada. De forma similar, los demás cometas periódicos de período más largo se acercan a las órbitas de Saturno, Urano o Neptuno; el último de estos planetas es probablemente el responsable de la periodicidad del cometa Halley. De hecho, en más de una ocasión hemos sido testigos directos de las perturbaciones violentas en las órbitas de los cometas. El caso más interesante es el del cometa de Lexell. En 1770, el astrónomo francés Messier (quien se dedicó con gran éxito a la descubierta de cometas) detectó un cometa cuya órbita fue calculada por Lexell; se trataba de una elipse con un período de cinco años y algunos meses. Sin embargo, ese cometa nunca había sido visto antes, ni volvió a aparecer jamás. Mucho tiempo después, gracias a investigaciones muy exhaustivas realizadas por Burckhardt y Le Verrier, se descubrió que el cometa había seguido una órbita completamente diferente antes de 1767. Pero a principios del año 1767, por casualidad, se acercó tanto a Júpiter que la poderosa atracción de este planeta lo obligó a seguir una nueva órbita, con un período de cinco años y medio. Pasó por el perihelio el 13 de agosto de 1770, y nuevamente en 1776; pero en ese último año no estaba en una posición adecuada para ser visto desde la Tierra. En el verano de 1779, el cometa volvió a encontrarse en las cercanías de Júpiter y fue expulsado de su órbita elíptica, por lo que nunca más lo hemos visto. O, quizás, sería más preciso decir que no hemos podido identificar con certeza al cometa de Lexell con ningún cometa observado desde entonces. También, en el caso de varios otros cometas periódicos, podemos determinar de manera similar la fecha en que comenzaron su viaje por sus actuales órbitas elípticas.

Este es un breve resumen de los hechos principales conocidos sobre estos cuerpos interesantes pero desconcertantes. Debemos conformarnos con lo que sabemos, en lugar de arriesgarnos a hacer conjeturas sobre cosas que están fuera de nuestro alcance. Vemos que obedecen a las grandes leyes de la gravedad, y nos proporcionan…

Ilustración contundente de su verdad. Hemos visto cómo la ciencia moderna ha disipado la superstición con la que, en épocas anteriores, se consideraba la aparición de un cometa. Ya no vemos a tal cuerpo como un signo de calamidad inminente; más bien podemos considerarlo como un visitante interesante y hermoso, que viene para complacernos e instruirnos, pero nunca para amenazar o destruir.

CAPÍTULO XVII.
ESTELAS FUGITIVAS.
Cuerpos pequeños de nuestro sistema: su número; cómo se observan; la estrella fugaz; la teoría del calor; una gran estrella fugaz; los meteoros de noviembre; su historia antigua; la ruta seguida por el enjambre de meteoros; diagrama del enjambre de meteoros; cómo el enjambre se extiende a lo largo de su trayectoria; absorción de meteoros por la Tierra; el descubrimiento de la relación entre meteoros y cometas; las investigaciones notables sobre los meteoros de noviembre; dos lluvias de meteoros en años consecutivos; nunca se ha identificado ninguna partícula proveniente de las grandes lluvias de estrellas fugaces; piedras meteoríticas; las investigaciones de Chladni; primeros casos de caída de piedras; el meteorito de Ensisheim; colecciones de meteoritos; la siderita de Rowton; frecuencia relativa de los meteoritos de hierro y de piedra; carácter fragmentario de los meteoritos; la hipótesis de Tschermak; efectos de la gravedad sobre un proyectil eyectado desde un volcán; ¿pueden provenir de la Luna?; las pretensiones de los planetas menores a ser los progenitores de los meteoritos; posible origen terrestre; el hierro de Ovifak.

En los capítulos anteriores hemos tratado de los cuerpos gigantescos que constituyen los principales elementos de lo que conocemos como sistema solar. Hemos estudiado planetas enormes cuyo diámetro alcanza miles de millas, y hemos seguido los movimientos de cometas cuyas dimensiones suelen medirse en millones de millas. De hecho, en un capítulo anterior ya nos adentramos en objetos de menor magnitud, y examinamos esa numerosa clase de cuerpos pequeños a los que llamamos planetas menores. Ahora, sin embargo, es nuestro deber dar un paso aún más profundo, y esta vez muy largo, hacia abajo en la escala de magnitud. Incluso los planetas menores deben considerarse objetos colosales si se comparan con esos pequeños cuerpos cuya presencia se nos revela de manera interesante y, a veces, sorprendente.

Estos cuerpos pequeños compensan, hasta cierto punto, su diminuto tamaño por la abundancia con la que existen. De hecho, sería imposible determinar con cifras cuántos son los que pululan por el espacio. Probablemente tengan dimensiones muy variadas; algunos de ellos pesan muchas libras o…

Tal vez tengan toneladas de peso, mientras que otros parecen no ser más grandes que guijarros, o incluso que granos de arena. Sin embargo, por insignificantes que parezcan estos cuerpos, el sol no duda en tomar el control sobre ellos. Cada partícula, ya sea tan pequeña como un grano de luz en un rayo solar o tan enorme como el planeta Júpiter, debe seguir inevitablemente su trayectoria alrededor del sol de acuerdo con las leyes de Kepler.

¿Quién no conoce ese hermoso fenómeno al que llamamos estrella fugaz, o que, en sus formas más espléndidas, a veces se denomina meteorito o bola de fuego? Es a los objetos de esta clase a los que ahora dirigiremos nuestra atención.

Un pequeño cuerpo se mueve alrededor del sol. Así como un planeta enorme gira en una elipse, también un objeto pequeño será guiado una y otra vez en una elipse, con el sol en el foco. En este momento, existen incontables meteoritos que se mueven de esta manera. Son demasiado pequeños y están demasiado lejos para nuestros telescopios, y nunca los vemos salvo en circunstancias extraordinarias.

Cuando el meteorito aparece de repente, se mueve a una velocidad tan enorme que a menudo recorre más de veinte millas en un segundo. Tal velocidad es casi imposible cerca de la superficie terrestre: la resistencia del aire lo impediría. Arriba, en el vacío del espacio, no hay aire que impida su vuelo. Pudo haber estado girando alrededor del sol durante miles, quizás millones de años, sin sufrir ninguna interferencia; pero llega el momento decisivo, y el meteorito perece en un destello de esplendor.

Durante su deambular, el cuerpo se acerca a la Tierra, y a pocos cientos de millas de su superficie comienza a chocar con la capa superior de la atmósfera que rodea a la Tierra. Para un cuerpo que se mueve a la vertiginosa velocidad de un meteorito, sumergirse en la atmósfera suele ser fatal. Aunque las capas superiores del aire están extremadamente diluidas, de repente frenan su velocidad, casi como lo haría una bala de rifle al dispararse en agua. Mientras el meteorito atraviesa la atmósfera, la fricción de

El aire calienta su superficie; gradualmente se vuelve rojísimo, luego blanco incandescente, y finalmente es convertido en vapor con una luz brillante, mientras que nosotros, en la Tierra, a cien o doscientas millas más abajo, exclamamos: “¡Oh, mirad! ¡Hay una estrella fugaz!”.

Tenemos aquí un experimento que ilustra la teoría mecánica del calor. Puede parecer increíble que la simple fricción sea suficiente para generar tanto calor como para producir un espectáculo tan brillante, pero debemos recordar dos hechos: primero, que la velocidad del meteoro es, quizás, cien veces mayor que la de una bala de rifle; y, segundo, que la eficiencia de la fricción para generar calor es proporcional al cuadrado de la velocidad. Por lo tanto, el meteoro, al pasar por el aire, puede generar, gracias a la fricción con el aire, unas diez mil veces más calor que una bala de rifle. No estamos haciendo una estimación exagerada al suponer que esta última se calienta diez grados debido a la fricción; sin embargo, si esto se admite, debemos reconocer que existe una generación de calor tan enorme durante el vuelo del meteoro que incluso una pequeña fracción de ese calor sería suficiente para convertir al objeto en vapor.

Consideremos primero las circunstancias en las que estos cuerpos externos se manifiestan ante nosotros. A modo ilustrativo, podemos tomar una notable bola de fuego que ocurrió el 6 de noviembre de 1869. Este cuerpo fue visto desde muchos lugares diferentes de Inglaterra; y al combinar y comparar estas observaciones, obtenemos información precisa sobre la altura del objeto y la velocidad con la que se desplazaba.

Parece que este meteoro comenzó a ser visible a una distancia de noventa millas sobre Frome, en Somersetshire, y desapareció a veintisiete millas sobre el mar, cerca de St. Ives, en Cornualles. La trayectoria del cuerpo y las principales localidades desde donde fue observado se muestran en el mapa (Fig. 75). La longitud total de su recorrido visible fue de unas 170 millas, lo cual ocurrió en un período de cinco segundos, lo que da una velocidad promedio de treinta y cuatro millas por segundo. Una característica notable en la apariencia de esta bola de fuego fue la larga y persistente estela de nube luminosa, de unos cincuenta millas de largo y cuatro millas de ancho, que permaneció visible durante...

Cincuenta minutos, exactamente. En este ejemplo tenemos una ilustración de las principales características de los fenómenos de estrella fugaz presentados a una escala muy grande. Sin embargo, cabe señalar que la línea luminosa persistente no es una característica universal, ni siquiera muy común de las estrellas fugaces.

Los pequeños objetos que ocasionalmente destellan a través del campo del telescopio nos muestran que existen innumerables estrellas fugaces telescópicas, demasiado pequeñas y demasiado tenues como para ser visibles a simple vista. Todos estos objetos se disipan de la manera que hemos descrito; de hecho, solo en el momento y durante el proceso…

De su disolución es cuando tomamos conciencia de su existencia. Por pequeños que sean probablemente estos misiles, su velocidad es tan prodigiosa que harían inhabitable la Tierra si se les permitiera caer sin obstáculos sobre su superficie. Por lo tanto, entre las otras buenas cualidades de nuestra atmósfera, no debemos olvidar que constituye una pantalla protectora que nos protege de una tormenta de misiles, cuya velocidad ninguna artillería podría igualar. De hecho, es precisamente la furia de estos misiles la causa de su total destrucción. Su deseo de golpearnos es tan grande que la fricción los disuelve en vapores inofensivos.

Junto a un gran meteorito como el que acabamos de describir, la manifestación más impresionante relacionada con las estrellas fugaces es lo que se conoce como lluvia de estrellas. Estos fenómenos han atraído mucha atención durante el siglo pasado y han recompensado ampliamente el esfuerzo dedicado a ellos, al ofrecer algunos de los descubrimientos astronómicos más interesantes de los tiempos modernos.

Las lluvias de estrellas fugaces no ocurren muy frecuentemente. Sin duda, la percepción más aguda de quienes prestan especial atención a los meteoritos detectará una lluvia cuando otros solo ven unas pocas estrellas fugaces dispersas; pero, en general, podemos decir que la generación actual apenas ha presenciado más de dos o tres tales acontecimientos. Yo mismo he visto dos grandes lluvias, una de las cuales, en noviembre de 1866, quedó grabada en mi memoria como un espectáculo glorioso.

Para comenzar la historia de las estrellas de noviembre, es necesario remontarse casi a mil años atrás. El 12 de octubre del año 902 ocurrió la muerte de un rey moro, y en relación con este evento, un antiguo cronista relata cómo “esa noche se vieron, por así decirlo, lanzas: un número infinito de estrellas que se dispersaron como lluvia a derecha e izquierda, y ese año fue llamado el Año de las Estrellas”.

Nadie cree ahora que los cielos tuvieran la intención de conmemorar la muerte del rey mediante esa manifestación. Sin embargo, el registro es de considerable…

importancia, ya que indica el año 902 como aquel en el que tuvo lugar una gran lluvia de estrellas fugaces. Los astrónomos observaron con gran interés que se trataba del primer registro de esa lluvia periódica, cuyas últimas apariciones regulares se vieron en 1799, 1833 y 1866. Investigaciones literarias más exhaustivas han revelado aquí y allá registros de apariciones sorprendentes en el cielo, que coinciden con las sucesivas reapariciones de los meteoros de noviembre. Desde la primera aparición, en 902, hasta nuestros días, ha habido veintinueve visitas de esta lluvia de estrellas; y no es improbable que todas ellas hayan sido vistas en alguna parte del mundo. A veces pudieron ser presenciadas por salvajes, que no tenían ni la inclinación ni los medios para registrar una aparición que para ellos era fuente de terror. Sin embargo, otras veces estas lluvias fueron observadas por comunidades civilizadas. No se comprendía su naturaleza, pero se hicieron registros; y en algunos casos, al menos, estos registros han resistido la corrosión del tiempo y ahora han sido recopilados para ilustrar este curioso tema. Contamos con registros históricos de doce de estas lluvias, recopilados principalmente gracias al trabajo del profesor H.A. Newton, cuyos esfuerzos han contribuido enormemente al avance de nuestro conocimiento sobre las estrellas fugaces.

Imaginemos un enjambre de pequeños objetos que deambulan por el espacio. Piensemos en una escuadra de arenques en el océano, que se extiende por muchos kilómetros cuadrados y contiene innumerables individuos; o piensemos en esas enormes bandadas de palomas salvajes en los Estados Unidos de las que nos ha hablado Audubon. La escuadra de estrellas fugaces es quizás mucho más numerosa que los arenques o las palomas. Sin embargo, las estrellas fugaces no están muy cerca unas de otras; en promedio, probablemente estén separadas por unos pocos kilómetros. Por lo tanto, el volumen real de esta escuadra es prodigioso; y sus dimensiones deben medirse en cientos de miles de kilómetros.

Los meteoros no pueden elegir su propio camino, como lo hace la escuadra de arenques, ya que están obligados a seguir la ruta que les prescribe el sol. Cada uno sigue su propia elipse, de forma completamente independiente de sus vecinos, y completa su viaje, de miles de millones de kilómetros de distancia.

longitud; cada treinta y tres años. No podemos observar los meteoros durante la mayor parte de su trayectoria. En este mismo momento existen innumerables multitudes de estos cuerpos. Fig. 76: La órbita de un enjambre de meteoros. Estos cuerpos recorren su camino orbital. Nunca los vemos hasta que la Tierra los atrapa. Cada treinta y tres años, la Tierra captura estos meteoros con tanto éxito como el pescador entre los arenques, y de manera muy similar: mientras el pescador extiende su red en la cual los peces encuentran su destino, la Tierra cuenta con una atmósfera en la cual los meteoros perecen. Se nos dice que no hay peligro de que los arenques se agoten, ya que aquellos que capturan los pescadores son insignificantes en comparación con la abundancia con la que se encuentran en el océano. Podemos decir lo mismo respecto a los meteoros. Existen en tal cantidad que, aunque la Tierra devora millones cada treinta y tres años, queda suficientes para futuros lluvias de meteoros. El diagrama (Fig. 76) explicará cómo la Tierra realiza sus capturas. Allí vemos la órbita en la que nuestro planeta se mueve alrededor del sol, así como la trayectoria elíptica de los meteoros, aunque cabe señalar que no es conveniente…

Se debe dibujar la figura con exactitud a escala, de modo que la trayectoria de los meteoros sea relativamente mucho más grande de lo que aquí se representa. Una vez al año, la Tierra completa su revolución y, entre el 13 y el 16 de noviembre, atraviesa la trayectoria por la cual se mueven los meteoros. Por lo general, el gran enjambre no se encuentra en ese punto cuando la Tierra pasa por allí. Sin embargo, hay algunos meteoros a lo largo de toda la trayectoria, y la Tierra suele capturar a algunos de ellos en esa fecha. Estos ingresan a nuestra atmósfera como estrellas fugaces y forman lo que comúnmente llamamos los meteoros de noviembre.

Ocurre ocasionalmente que, cuando la Tierra está atravesando esa trayectoria, se encuentra con la mayor parte de los meteoros. Entonces, nuestro planeta se sumerge en medio de ese enjambre, naturalmente envuelto en la capa de aire circundante. En esta “red” los meteoros chocan en innumerables cantidades, para nunca volver a salir. En unas pocas horas, la Tierra, que se mueve a una velocidad de dieciocho millas por segundo, ha cruzado la trayectoria y sale del otro lado, llevándose consigo los “botines” de ese encuentro. Algunos pocos meteoros, que apenas lograron evitar ser capturados, seguirán mostrando las huellas de ese enfrentamiento al moverse en órbitas ligeramente diferentes; pero los demás meteoros del enjambre continúan su camino sin interrupciones. Quizás millones hayan sido capturados, pero probablemente cientos de millones siguen existiendo.

Esa fue la situación que sorprendió al mundo en la noche entre el 13 y el 14 de noviembre de 1866. En esa noche nos sumergimos en medio del enjambre. La noche estaba despejada; no había luna. Los meteoros se distinguían no solo por su enorme cantidad, sino también por su esplendor intrínseco. Nunca olvidaré esa noche. En aquella memorable velada, cumplía con mi tarea habitual de observar nebulosas con el gran telescopio reflector de Lord Rosse. Por supuesto, sabía que se había predicho una lluvia de meteoros, pero nada de lo que había escuchado me preparó para el espléndido espectáculo que pronto se desarrollaría. Eran cerca de las diez de la noche cuando un grito de uno de los ayudantes a mi lado me hizo levantar la vista del telescopio, justo a tiempo para ver cómo una hermosa estrella fugaz cruzaba el cielo. Poco después apareció otra, y luego más, en grupos de dos y tres, lo que indicaba que la predicción de una gran lluvia de meteoros era probablemente cierta.

Verificado. En ese momento, el conde de Rosse (entonces lord Oxmantown) se unió a mí junto al telescopio, y, tras un breve intervalo, decidimos dejar de observar las nebulosas y subir a la cima del muro del gran telescopio (Fig. 7, p. 18), desde donde se podía obtener una visión clara de todo el hemisferio celeste. Allí, durante las siguientes dos o tres horas, presenciamos un espectáculo que jamás desaparecerá de mi memoria. Las estrellas fugaces aumentaron gradualmente en número hasta que, a veces, se veían varias al mismo tiempo. A veces pasaban sobre nuestras cabezas, otras veces hacia la derecha, otras hacia la izquierda, pero todas se alejaban desde el este. A medida que avanzaba la noche, la constelación de Leo ascendía por encima del horizonte, y entonces se reveló el carácter notable de esta lluvia de estrellas. Todas las trayectorias de los meteoros irradiaban desde Leo. (Véase Fig. 74, p. 368.) A veces, un meteoro parecía acercarse casi directamente hacia nosotros; su trayectoria se acortaba tanto que apenas tenía longitud apreciable, y parecía una estrella fija ordinaria que se iluminaba intensamente para luego desaparecer con rapidez. Ocasionalmente, rastros luminosos permanecían durante muchos minutos después de que el meteoro hubiera pasado, pero la gran mayoría de esos rastros eran efímeros. Sería imposible decir cuántos miles de meteoros se vieron; cada uno de ellos era lo suficientemente brillante como para provocar admiración en cualquier noche normal.

La figura adjunta (Fig. 77) muestra la forma notable en que las estrellas fugaces de esta lluvia se alejaban desde un punto determinado. No hay que pensar que todos estos objetos estuvieran a la vista al mismo momento. El observador de una lluvia de estrellas cuenta con un mapa de esa parte del cielo donde aparecen dichas estrellas. Luego concentra su atención en una estrella fugaz en particular y observa cuidadosamente su trayectoria con respecto a las estrellas fijas cercanas. A continuación, dibuja una línea en su mapa en la dirección en que se movió la estrella fugaz. Repitiendo la misma observación para varias otras estrellas fugaces pertenecientes a la lluvia, su mapa casi siempre mostrará que sus diferentes trayectorias tienden casi todas desde un punto o región específica de la figura. Es cierto que hay algunas que no siguen esta regla, pero la mayoría obedece a ella. A primera vista, parece que todas las estrellas fugaces…

De hecho, parecen partir de este punto; pero una pequeña reflexión muestra que se trata de un caso en el que el movimiento real es diferente del aparente. Si realmente existiera un punto desde el cual estos meteoros se alejan, entonces desde diferentes partes de la Tierra dicho punto se vería en posiciones diferentes con respecto a las estrellas fijas; pero no es así. El radiante, como se denomina a este punto, se ve en la misma parte del cielo, sea cual sea el lugar desde donde sea visible la lluvia de meteoros.

Fig. 77.—El punto radiante de las estrellas fugaces.
Por lo tanto, nos vemos obligados a aceptar la sencilla explicación que ofrece la teoría de la perspectiva. Aquellos que conocen los principios de esta ciencia saben que cuando se deben representar en un dibujo varias líneas paralelas en un objeto, todas ellas deben pasar por el mismo punto.

punto en el plano de la imagen. Cuando observamos las estrellas fugaces, vemos las proyecciones de sus trayectorias sobre la superficie del cielo. Del hecho de que esas trayectorias pasen por el mismo punto, debemos deducir que las estrellas fugaces pertenecientes a la misma lluvia se mueven en líneas paralelas.

Ahora podemos determinar la dirección real en la que se mueven las estrellas fugaces, porque una línea trazada desde el ojo del observador hasta el punto radiante debe ser paralela a esa dirección. Por supuesto, no se pretende dar a entender que en todo el espacio las estrellas fugaces de una misma lluvia se muevan en líneas paralelas; lo que queremos decir es que, durante el breve tiempo en que las vemos, el movimiento de cada una de ellas es sensiblemente una línea recta, y que todas estas líneas rectas son paralelas.

En el año 1883, la gran lluvia de meteoros de las Léridas (así se denomina esta lluvia) alcanzó su mayor distancia del sol y luego comenzó a regresar. Cada año la Tierra cruzaba la órbita de los meteoros; pero no se encontraba con la lluvia, ni se percibía ninguna lluvia de estrellas notable. Cada año siguiente los meteoros se acercaban al punto crítico, y el año 1899 llevó la lluvia a la trayectoria terrestre. Ese año se esperaba una brillante lluvia de meteoros, pero el resultado estuvo muy lejos de las expectativas. La lluvia de meteoros es de tal longitud que tarda más de un año en que toda ella pase por la parte crítica de su órbita que se encuentra sobre la trayectoria de la Tierra. Así vemos que los meteoros no pueden escapar de la Tierra. Puede ocurrir que, cuando la lluvia comienza a llegar a esta zona, la Tierra haya dejado justo esa parte de su camino, y transcurra un año antes de que la Tierra dé la vuelta de nuevo. Aquellos meteoros que tengan la suerte de encontrarse al frente de la lluvia podrán así escapar, pero algunos de los que están detrás no tendrán tanta suerte, y la Tierra devorará de nuevo un número increíble de ellos. A veces ha ocurrido que se hayan registrado meteoros pertenecientes a la misma lluvia en dos años consecutivos. Si la Tierra pasa por la parte delantera en un año, entonces la lluvia es tan larga que la Tierra habrá dado ya la vuelta completa a su órbita de 600.000.000 de millas, y volverá a pasar por el punto crítico antes de que todos ellos…

Han pasado ya. La historia contiene registros de casos en los que, en dos noviembres consecutivos, se observaron espléndidas lluvias de Leónidas.

Dado que la Tierra consume tantas estrellas fugaces Leónidas cada treinta y tres años, es lógico que su número total vaya disminuyendo. Sin duda, el esplendor de estas lluvias en épocas futuras se verá afectado por esta circunstancia. No podrán ser siempre tan brillantes como lo han sido hasta ahora. También es interesante observar que la forma de la nube de estrellas fugaces está cambiando gradualmente. Cada meteorito de esta nube se mueve en su propia elipse alrededor del Sol, y es completamente independiente del resto de estos cuerpos. Cada uno tiene, por lo tanto, un período de rotación propio que depende de la longitud de la elipse en la que gira. Dos meteoritos girarán alrededor del Sol en el mismo tiempo si las longitudes de sus elipses son exactamente iguales, pero no de otra manera. Las longitudes de estas elipses son de varios cientos de millones de millas, y es imposible que todas sean absolutamente iguales. En esto puede detectarse el origen de un cambio gradual en el carácter de la lluvia de estrellas fugaces. Supongamos que hay dos meteoritos, A y B, tales que A completa una órbita completa en treinta y tres años, mientras que B tarda treinta y cuatro años. Si ambos parten al mismo tiempo, entonces cuando A haya completado la primera órbita, B estará un año atrás; la próxima vez, B estará dos años atrás, y así sucesivamente. La situación es exactamente similar a la de un grupo de chicos que comienzan una carrera larga, en la cual deben correr varias veces alrededor de la pista antes de haber recorrido la distancia total. Al principio, todos parten juntos, y quizás durante la primera o segunda vuelta permanezcan relativamente cerca; sin embargo, gradualmente, los corredores más rápidos se adelantan y los más lentos se quedan atrás, de modo que el grupo se alarga. A medida que continúa la carrera, el grupo se dispersa por toda la pista, y quizás incluso el primer chico supere al último. Ese parece ser el destino de las estrellas fugaces de noviembre en épocas futuras. Con el tiempo, el grupo se dispersará por toda esta enorme trayectoria, y ya no será necesario registrar un espectáculo tan magnífico cada treinta y tres años.

Fue en relación con la lluvia de estrellas fugaces de noviembre de 1866 cuando el profesor Adams realizó un descubrimiento muy interesante y hermoso en la astronomía matemática. Hemos visto que las Leónidas deben moverse en una

una trayectoria elíptica, y que regresan cada treinta y tres años, pero el telescopio no puede seguirlos durante sus desplazamientos. Todo lo que sabemos por observación es la fecha de su aparición, el punto del cielo desde el cual irradian y el gran retorno cada treinta y tres años. Al combinar estos diversos hechos, es posible determinar la elipse en la que se mueven los meteoros; no exactamente: los hechos no llegan tan lejos; solo nos indican que la elipse debe ser una de cinco órbitas posibles. Estas cinco órbitas posibles son: en primer lugar, la inmensa elipse en la que ahora sabemos que giran los meteoritos, y para la cual necesitan los treinta y tres años completos para realizar una revolución; en segundo lugar, una órbita casi circular, ligeramente más grande que la trayectoria de la Tierra, por la cual los meteoritos recorrerían el camino en unos pocos días más de un año; otra órbita similar, en la que el tiempo sería unos pocos días menor que un año; y dos otras órbitas elípticas pequeñas situadas dentro de la órbita terrestre. El profesor Newton, de New Haven, Estados Unidos, demostró claramente que los hechos observados se explicarían si los meteoritos se movieran por cualquiera de estas trayectorias, pero que no podrían explicarse mediante ninguna otra hipótesis. Quedaba por ver cuál de estas órbitas era la verdadera. El propio profesor Newton propuso un método posible para resolver el problema. La prueba que sugirió era algo difícil, ya que implicaba ciertos cálculos complejos en la teoría de las perturbaciones. Afortunadamente, sin embargo, el profesor Adams se encargó de la investigación, y gracias a su trabajo exitoso, la trayectoria de las Leónidas ha sido completamente determinada.

Cuando se examinaron los antiguos registros de la aparición de las grandes lluvias de Leónidas, se descubrió que la fecha de su aparición experimenta un cambio gradual y continuo, que el profesor Newton fijó en un día cada setenta años. Como consecuencia necesaria, el punto donde la trayectoria de los meteoritos cruza la órbita terrestre no es fijo, sino que en cada retorno sucesivo lo hacen en un punto aproximadamente medio grado más adelante en la dirección en que se mueve la Tierra. De esto se deduce que la órbita en la que giran los meteoritos está cambiando; la trayectoria que siguen en una revolución varía ligeramente de la que siguen en la siguiente. Sin embargo, como estos cambios ocurren en la misma dirección, pueden llegar gradualmente a

Se pueden considerar las dimensiones y la cantidad de cambio que se produce en la trayectoria de los meteoros a lo largo de los siglos, estimándola mediante las dos elipses mostradas en la Fig. 78.
La Fig. 78: La historia de las Leónidas.
La línea continua representa la órbita en el año 126 d.C.; la línea punteada representala en la actualidad.

Este cambio inequívoco en la órbita es uno que los astrónomos atribuyen a lo que ya hemos mencionado como perturbación. Es cierto que el movimiento elíptico de estos cuerpos se debe al Sol, y que si solo fueran afectados por él, la elipse permanecería absolutamente inalterada. Vemos, entonces, en este cambio gradual de la elipse la influencia de las atracciones de los planetas. Se demostró que si los meteoros se movían en una órbita grande, este desplazamiento de su trayectoria debía deberse a la atracción de los planetas Júpiter, Saturno, Urano y la Tierra; mientras que si los meteoros seguían una de las órbitas más pequeñas, serían los planetas que estuvieran lo suficientemente cerca y con masa suficiente para…

Los planetas sobre los que sería sensato actuar son la Tierra, Venus y Júpiter. Aquí vemos, pues, cómo se puede responder a la pregunta mediante cálculos. Es difícil, pero posible, calcular qué efecto podría tener la atracción de los planetas en cada una de las cinco suposiciones diferentes respecto a la órbita. Esto es lo que hizo Adams. Descubrió que si los meteoros se movían en la gran órbita, entonces la atracción de Júpiter explicaría dos tercios del cambio observado, mientras que el tercio restante se debía a la influencia de Saturno, complementada por una pequeña contribución por parte de Urano. De este modo, los cálculos demostraron que la gran órbita era una opción posible. El profesor Adams también calculó la cantidad de desplazamiento en la trayectoria que podría producirse si los meteoros giraban en cualquiera de las cuatro elipses más pequeñas. Esta investigación fue de carácter arduo, pero los resultados compensaron ampliamente el esfuerzo. Se demostró que con las elipses más pequeñas sería imposible obtener un desplazamiento ni siquiera de la mitad del que se observaba. Por lo tanto, estas cuatro órbitas deben descartarse. Así, quedó completamente demostrado que son en la gran trayectoria donde giran los meteoros.

Los movimientos en cada revolución están guiados por las leyes de Kepler. Cuando el meteorito se encuentra en la parte de su trayectoria más alejada del sol, su velocidad es la más baja, siendo entonces apenas algo más de una milla por segundo; a medida que se acerca, la velocidad aumenta gradualmente, hasta que, cuando el meteorito cruza la trayectoria de la Tierra, su velocidad es de no menos de veintiséis millas por segundo. La Tierra se mueve casi en dirección opuesta a una velocidad de dieciocho millas por segundo, de modo que, si el meteorito llega a chocar con la atmósfera terrestre, lo hace con una enorme velocidad de casi cuarenta y cuatro millas por segundo. Si se evita la colisión, el meteorito reanuda su viaje con una velocidad que disminuye gradualmente, y para cuando haya completado su órbita habrá transcurrido un período de treinta y tres años y un cuarto.

Los innumerables meteoritos que forman las Leónidas están dispuestos en un enorme flujo, de anchura muy pequeña en comparación con su longitud. Si representamos la órbita por una elipse cuya longitud es de siete pies, entonces el flujo de meteoritos se representará por un hilo de la seda de coser más fina.

mide aproximadamente un pie y medio o dos pies de largo, desplazándose a lo largo de la órbita.[34] El tamaño de este chorro puede estimarse considerando que incluso su anchura no puede ser inferior a 100.000 millas. Su longitud puede estimarse por el hecho de que, aunque su velocidad es de unas veintiséis millas por segundo, el chorro tarda unos dos años en pasar por el punto donde su órbita cruza la trayectoria terrestre. En la memorable noche entre el 13 y el 14 de noviembre de 1866, la Tierra se sumergió en este chorro cerca de su extremo inicial y no emergió al otro lado hasta cinco horas después. Durante ese tiempo, el hemisferio terrestre que estaba frente a ella contenía los continentes de Europa, Asia y África; por lo tanto, fue en el Viejo Mundo donde se observó la gran lluvia de meteoros. Ese mismo día, doce meses después, cuando la Tierra había regresado al mismo lugar, el chorro aún no había pasado por completo, y la Tierra volvió a sumergirse. Esta vez, el continente americano estaba en primera posición, y por consiguiente fue allí donde se observó la lluvia de meteoros de 1867. Incluso en el año siguiente, el gran chorro aún no había pasado por completo, y desde entonces se han encontrado algunos meteoros rezagados a lo largo de esa ruta en cada tránsito anual de la Tierra por esta autopista meteórica.

El diagrama también tiene como objetivo indicar una especulación notable que se planteó basándose en la alta autoridad de Le Verrier, con el fin de explicar cómo el chorro llegó a formarse dentro del sistema solar. La órbita en la que giran los meteoros no interseca las trayectorias de Júpiter, Saturno o Marte, pero sí interseca la órbita de Urano. A veces debe ocurrir que Urano pase por este punto de su trayectoria justo cuando el chorro llega allí. Le Verrier demostró que tal evento tuvo lugar en el año 126 d.C., pero que no ha vuelto a ocurrir desde entonces. Así, parece tenerse una pista sobre una historia muy extraordinaria según la cual los meteoros habrían llegado a nuestro sistema en dicho año. Las expectativas de que se repitiera la gran lluvia de meteoros en 1899, que se tenían con fundamento, no se cumplieron. Apenas se observaron unos pocos meteoros de tipo habitual.

Suponiendo que la órbita de los meteoros de agosto era una parábola, Schiaparelli calculó las dimensiones y la posición en el espacio de esta órbita.

Y cuando lo calculó, se dio cuenta de que la órbita correspondía en todos los detalles con la órbita de un cometa que había aparecido en el verano de 1862. Esto no podía ser mera casualidad. El plano en el que se movía el cometa coincidía exactamente con el plano en el que se movían los meteoros; lo mismo ocurría con las direcciones de los ejes de sus órbitas, mientras que la dirección del movimiento era la misma, y la distancia más corta desde el sol hasta la órbita también era idéntica en ambos casos. Esto demostró claramente que debía existir alguna conexión física profunda entre los cometas y las nubes de meteoros. Poco después se obtuvo otra prueba de ello, cuando Le Verrier calculó la órbita de los meteoros de noviembre; se observó de inmediato que era exactamente igual a la órbita de un cometa que había pasado su perihelio en enero de 1866, y para el cual se había determinado que su período de revolución era de treinta y tres años y dos meses.

Entre los leónidas vemos ocasionalmente bolas de fuego más brillantes que Venus, e incluso con la mitad del tamaño aparente de la luna, que estallan con destellos similares a los del rayo y dejan estelas que duran desde un minuto hasta una hora o más. Pero la gran mayoría solo son tan brillantes como estrellas de segunda, tercera o cuarta magnitud. Dado que la cantidad de luz emitida por un meteorito depende de su masa y velocidad, podemos hacernos una idea del peso real de uno de estos meteoritos, y parece que la mayoría de ellos no pesan ni siquiera un cuarto de onza; de hecho, es probable que muchos no pesen ni un solo grano. Pero hemos visto que un cometa es, con toda probabilidad, nada más que una nube muy dispersa de pequeñas partículas rodeadas de gas de densidad muy baja, y también hemos visto que el material de un cometa debe disiparse gradualmente en el espacio. Todavía nos queda contar una historia maravillosa sobre la desintegración de un cometa y sobre qué parece haber sido de sus partículas.

Tuvo lugar una abundante lluvia de meteoros en la noche del 27 de noviembre de 1872. En esta ocasión, las estrellas fugaces partían de un punto radiante en la constelación de Andrómeda. Como espectáculo, fue sin duda inferior a la magnífica exhibición de 1866, pero es difícil decir cuál de las dos lluvias tuvo mayor importancia científica.

Ciertamente es una coincidencia notable que la Tierra se encuentre con la lluvia de meteoros Andrómedas (así se denomina esta lluvia de meteoros) justo en el momento en que cruza la trayectoria del cometa de Biela. Hemos observado la dirección desde la cual provienen los meteoros de Andrómedas cuando penetran en la atmósfera; también podemos determinar la dirección en la que se mueve el cometa de Biela cuando atraviesa la trayectoria terrestre, y descubrimos que la dirección en la que se mueve el cometa y la dirección en la que se mueven los meteoros son idénticas. Esto, por sí mismo, constituye una presunción fuerte y casi abrumadora de que el cometa y las estrellas fugaces están relacionados; pero no es todo. Contamos con observaciones de este enjambre que datan del siglo XVIII, y vemos que la fecha de su aparición ha cambiado del 6 o 7 de diciembre a finales de noviembre, en perfecta consonancia con el movimiento retrógrado del punto de intersección entre la órbita terrestre y la órbita del cometa de Biela. Este cometa fue observado en 1772 y nuevamente en 1805-06, antes de que se descubriera su retorno periódico cada siete años. Fue descubierto por Biela en 1826 y volvió a ser observado en 1832. En 1846, el mundo astronómico se sorprendió al descubrir que ahora había dos cometas en lugar de uno, y los dos fragmentos fueron percibidos nuevamente en el retorno de 1852. En 1859 no se pudo ver el cometa de Biela debido a su posición desfavorable con respecto a la Tierra. No se observó rastro alguno del cometa de Biela en 1865-66, cuando también era debido su retorno, ni se ha vuelto a ver desde entonces. Por lo tanto, parece que en otoño de 1872 llegó el momento del retorno del cometa de Biela, y así la gran lluvia de meteoros Andrómedas tuvo lugar aproximadamente en el momento en que realmente debía aparecer el cometa de Biela. La conclusión es irrefutable: las estrellas fugaces, si no forman parte del propio cometa, están, en cualquier caso, estrechamente relacionadas con él. Esta lluvia de meteoros es también memorable por el telegrama enviado por el profesor Klinkerfues al señor Pogson en Madrás. El telegrama decía lo siguiente: “Biela tocó la Tierra el 27. Busquen cerca de Theta Centauri”. Pogson efectuó búsquedas y encontró un cometa, pero, lamentablemente, debido al mal tiempo, solo logró realizar observaciones de él en dos noches. Como necesitamos tres observaciones para determinar la órbita de un planeta o cometa, no es posible calcular la órbita del cometa de Pogson, pero parece casi seguro que este no puede ser idéntico a ninguno de los dos componentes del cometa de Biela.

cometa. Sin embargo, es probable que realmente fuera un cometa que se desplazaba por la misma trayectoria que Biela y los meteoros.

Otra exhibición de los meteoros de Biela tuvo lugar en 1885, lo que permitió que el enjambre completara dos revoluciones desde 1872. La exhibición del 27 de noviembre de 1885 fue magnífica; el profesor Newton estimó que, en el momento de máximo, los meteoros aparecían a una tasa de 75.000 por hora. En 1892, el cometa debería haber vuelto al perihelio, pero ese año no se observaron meteoros el 27 de noviembre, aunque sí muchos el 23 desde el mismo radiante. El cambio en el punto de intersección entre la órbita de los meteoros y la órbita de la Tierra, indicado por esta diferencia de cuatro días, fue atribuido por Bredichin a la acción perturbadora de Júpiter sobre el movimiento del enjambre.

Es una circunstancia notable que las grandes lluvias de meteoros parezcan no haber lanzado jamás ningún proyectil que haya llegado a la superficie terrestre. De las innumerables lluvias de Leónidas, Perseidas o Andrómedas, ni una sola partícula ha sido capturada e identificada.[35] Esos cuerpos que caen del cielo a la Tierra, y a los que llamamos meteoritos, no parecen provenir de las grandes lluvias de meteoros, por lo que sabemos. De hecho, pueden tener un origen completamente distinto al de los meteoros periódicos.

Resulta algo curioso que la creencia en el origen celestial de los meteoritos sea de origen moderno. En la antigüedad, sin duda, había rumores sobre piedras maravillosas que habían caído del cielo a la Tierra, pero estos relatos parecen haber tenido poca credibilidad. Hace un siglo se consideraban completamente fabulosos, aunque existía abundante testimonio al respecto. Testigos oculares afirmaban haber visto caer esas piedras. Los propios cuerpos eran diferentes de otros objetos de los alrededores, e incluso hubo casos verificados en los que personas murieron a causa de estos visitantes celestiales.

Sin duda, las observaciones fueron hechas en general por personas ignorantes e analfabetas. Las partes verdaderas de los registros estaban tan mezcladas con elementos imaginarios…

Además, los hombres cautelosos se negaron a creer en las afirmaciones de que tales objetos realmente caían del cielo. Incluso en la actualidad es a menudo extremadamente difícil obtener testimonios precisos sobre tales asuntos. Por ejemplo, la caída de un meteorito fue observada por un hindú en la selva. La piedra estaba allí, su carácter meteórico era indudable, y al testigo se le interrogó detalladamente sobre los hechos; pero estaba tan asustado por el ruido y por el peligro que creía haber evitado por poco, que apenas pudo decir algo o nada. Sin embargo, estaba seguro de que el meteorito lo había perseguido durante dos horas por la selva antes de caer a la tierra.

En el año 1794, Chladni publicó un relato sobre la notable masa de hierro que el viajero Pallas había descubierto en Siberia. Fue entonces cuando se reconoció por primera vez que este objeto y otros similares debían tener un origen celestial. Pero ni siquiera la reputación de Chladni ni los argumentos que presentó lograron obtener un consenso universal. Poco después, se exhibió en Londres una piedra de cincuenta y seis libras, sobre la cual varios testigos declararon haberla visto caer en Wold Cottage, en Yorkshire, en 1795. Este cuerpo fue posteriormente depositado en nuestra colección nacional y ahora se puede ver en el Museo de Historia Natural de South Kensington. Entonces comenzaron a llegar pruebas de otros lugares; se descubrió que fragmentos de piedra procedentes de Italia y de Benarés tenían la misma composición que la piedra de Yorkshire. La incredulidad de quienes habían dudado del origen celestial de estos objetos comenzó a disiparse. Un memorando detallado sobre el meteorito de Benarés, escrito por Howard, fue publicado en las “Philosophical Transactions” de 1802; y, como si fuera para completar la demostración, al año siguiente tuvo lugar una gran lluvia de piedras en L’Aigle, en Normandía. La Academia Francesa envió al físico Biot para que visitara el lugar y realizara un examen detallado de las circunstancias de aquella memorable lluvia de piedras. Su investigación eliminó todo rastro de duda, y las piedras meteóricas pasaron así de la esfera de la geología a la de la astronomía. Cabe señalar que el reconocimiento del origen celestial de los meteoritos coincidió con el descubrimiento del primer de los planetas menores. En cada caso, nuestro conocimiento del sistema solar se ha ampliado gracias a estos descubrimientos.

de numerosos cuerpos diminutos, que, a pesar de sus dimensiones insignificantes, están repletos de información.

Cuando se ha admitido la posibilidad de caídas de piedras, podemos recurrir a los registros antiguos y atribuirles el crédito que merecen, crédito que se les negó durante tantos siglos. Quizás el más antiguo de todos estos casos de caídas de piedras que pueden considerarse con cierta precisión histórica es el descrito por Tito Livio como ocurrido alrededor del año 654 a.C., en el Monte Albano, cerca de Roma. Entre los casos más recientes, podemos mencionar uno que fue verificado de manera muy contundente. Ocurrió en el año 1492 en Ensisheim, en Alsacia. El emperador Maximiliano ordenó que se redactara un relato detallado de los hechos y que se guardara junto a la piedra en la iglesia. La piedra permaneció colgada en la iglesia durante tres siglos, hasta que, durante la Revolución Francesa, fue trasladada a Colmar y se rompieron fragmentos de ella; uno de esos fragmentos se encuentra ahora en nuestra colección nacional. Afortunadamente, este interesante objeto ha sido devuelto a su lugar original en la iglesia de Ensisheim, donde sigue siendo una atracción para los turistas hasta el día de hoy. El relato es el siguiente: “En el año del Señor 1492, el miércoles anterior al Día de San Martín, 7 de noviembre, ocurrió un milagro singular: entre las once y el mediodía se escucharon fuertes truenos y un ruido confuso que se percibió a gran distancia. Una piedra cayó del cielo en el territorio de Ensisheim; pesaba 260 libras. Ese ruido confuso era aún más intenso en otros lugares que aquí. Luego, un niño vio cómo la piedra impactaba en un campo arado, cerca de los ríos Rin e Ill, en la zona de Gisgang, donde se había sembrado trigo; la piedra no causó daños, salvo hacer un agujero en el suelo. Después la trasladaron del lugar, y se rompieron muchos fragmentos de ella; el Land Vogt prohibió que se hiciera eso. Por lo tanto, decidieron colocarla en la iglesia, con la intención de exhibirla como milagro. Mucha gente vino a ver esa piedra, y hubo muchas conversaciones sobre ella; los eruditos dijeron que no sabían qué era, ya que estaba más allá de lo normal que una piedra tan grande cayera desde lo alto del cielo, pero que en realidad era…

milagro de Dios, pues antes de ese tiempo nunca se había oído nada semejante, ni visto, ni escrito. Cuando encontraron esa piedra, esta se había hundido en la tierra hasta la mitad de la altura de un hombre, lo cual todos interpretaron como la voluntad de Dios de que fuera encontrada; su ruido se oyó en Lucerna, en Villingen y en muchos otros lugares, tan fuerte que la gente pensó que las casas se habían derrumbado. Y como el rey Maximiliano se encontraba allí, el lunes siguiente al día de Santa Catalina del mismo año, Su Excelencia ordenó que la piedra caída fuera llevada al castillo. Después de hablar largo rato sobre ella con los nobles, dijo que la gente de Ensisheim debía tomarla y ordenar que fuera colgada en la iglesia, sin permitir que nadie sacara nada de ella. Sin embargo, Su Excelencia tomó dos pedazos de ella: uno lo conservó y el otro lo envió al duque Segismundo de Austria. Hubo mucho debate sobre esa piedra, que quedó suspendida en el coro, donde sigue estando, y mucha gente vino a verla.

Al admitir el origen celestial de los meteoritos, estos ciertamente merecen nuestra máxima atención. Nos brindan el único método directo que poseemos para conocer los materiales de los cuerpos que se encuentran fuera de nuestro planeta. Podemos tomar un meteorito en nuestras manos, analizarlo y determinar los elementos de los que está compuesto. No intentaremos dar una descripción muy detallada de la estructura de los meteoritos; eso es más bien algo que corresponden a los químicos y mineralogistas que a los astrónomos. Bastarán algunas de sus características más evidentes; servirán como introducción a la discusión sobre el origen probable de estos cuerpos.

En el Museo de Historia Natural de South Kensington podemos examinar una magnífica colección de meteoritos. Han sido reunidos de todas partes del mundo y varían en tamaño, desde cuerpos no mucho mayores que la cabeza de un alfiler hasta masas enormes que pesan cientos de libras. También hay modelos de meteoritos famosos, cuyos originales se encuentran dispersos en otros museos.

Muchos meteoritos no tienen nada de particular en su aspecto externo. Si nos encontráramos con ellos en la playa, pasaríamos de largo sin prestarles más atención que a cualquier otra piedra. Sin embargo, ¡qué historia podría contarnos un meteorito si tan solo pudiéramos conseguirla! Cayó; se vio cómo caía del cielo; pero, ¿cuál fue su trayectoria antes de ese movimiento? ¿Dónde estaba hace 100 años, hace 1.000 años? ¿Por qué regiones del espacio ha vagado? ¿Por qué nunca cayó antes? ¿Por qué ha caído ahora? Estas son algunas de las preguntas que se nos ocurren al reflexionar sobre estos cuerpos tan interesantes. Algunos de estos objetos están compuestos por materiales muy característicos; tomemos, por ejemplo, uno de los recién llegados, conocido como la siderita de Rowton. Este cuerpo difiere mucho del tipo más común de meteorito rocoso. Es un objeto que incluso un transeúnte casual difícilmente pasaría por alto. Su gran peso también atraería la atención, y si se raspa o frota con una lima, parece ser una masa de hierro casi puro. Conocemos las circunstancias en las que ese trozo de hierro cayó a la Tierra. Fue el 20 de abril de 1876, alrededor de las 3:40 de la tarde, cuando se escuchó un extraño ruido sordo, seguido de una explosión sorprendente, en una zona de varios kilómetros de extensión entre los pueblos de Shropshire, a ocho u diez millas al norte de Wrekin. Unas horas después de este suceso, un agricultor se dio cuenta de que el suelo en uno de sus campos de hierba había sido perturbado; exploró el agujero que había dejado el meteorito y lo encontró, aún caliente, a unos dieciocho pulgadas bajo la superficie. Algunos hombres que trabajaban a poca distancia habían escuchado el ruido que hizo al descender. Este notable objeto pesa 7-3/4 libras. Es una masa irregular y angulosa de hierro, aunque todos sus bordes parecen haberse redondeado debido a la fusión durante su paso por el aire. Está cubierto por una gruesa capa negra de óxido magnético de hierro, excepto en el punto donde impactó por primera vez contra el suelo. El Duque de Cleveland, en cuyas tierras cayó, posteriormente lo donó a nuestra institución nacional ya mencionada, donde, como siderita de Rowton, atrae la atención de todos aquellos interesados en estos maravillosos cuerpos.

Esta siderita es especialmente interesante debido a su carácter claramente metálico. Las caídas de objetos de este tipo concreto no son tan frecuentes como las de los meteoritos rocosos; de hecho, solo existen unos pocos casos conocidos de hierros meteoríticos que hayan sido realmente vistos cayendo, mientras que las caídas observadas de meteoritos rocosos se cuentan por decenas o centenares. La conclusión es que los meteoritos de hierro son mucho menos frecuentes que los rocosos. Sin embargo, esta no es la impresión que probablemente tendría el visitante del Museo. En esa extensa colección, los hierros meteoríticos son, con diferencia, los objetos más llamativos. La explicación no es difícil: esas masas gigantescas de hierro son sin duda meteoríticas; nadie duda de ello. Pero la gran mayoría de ellas nunca ha sido vista cayendo; simplemente han sido encontradas en circunstancias que indican inequívocamente su naturaleza meteorítica. Supongamos, por ejemplo, que un viajero en una de las llanuras de Siberia o de América Central encuentra una masa de hierro metálico sobre la superficie del suelo: ¿qué explicación se puede dar a tal fenómeno? Nadie ha llevado ese hierro allí, y no hay hierro a cientos de kilómetros a la redonda. El hombre nunca fabricó ese objeto, y el hierro se encuentra aleado con níquel de una manera que siempre se observa en los meteoritos conocidos, y que generalmente se considera una indicación segura de su origen meteorítico. Cabe señalar también que, dado que el hierro se corroe en nuestra atmósfera, esa gran masa de hierro no puede haber estado allí durante edades indefinidas; debe haber sido colocada allí en algún momento determinado. Solo se puede concebir una fuente para un objeto así: debió caer del cielo. En esas mismas llanuras, los meteoritos rocosos también han caído en cantidades de cientos y miles, pero se desintegran con el paso del tiempo y, en cualquier caso, no llamarían tanto la atención del viajero como lo harían los hierros. De ahí se deduce que, aunque los meteoritos rocosos parecen caer con mucha más frecuencia, salvo que se les observe realmente en el momento de su descenso, son mucho más propensos a pasar desapercibidos que los hierros meteoríticos. Por eso, los objetos más destacados de la colección británica son los hierros meteoríticos.

Hemos dicho que un ruido acompañó la caída del siderito de Rowton, y está registrado que tuvo lugar una fuerte explosión cuando el meteorito cayó en Ensisheim. En esto tenemos una característica distintiva del fenómeno. Casi todas las caídas de meteoritos que se han observado parecen haber sido precedidas por una detonación. Sin embargo, no afirmamos que esto sea una característica completamente invariable; también ocurre que los meteoros a menudo explotan sin dejar fragmentos sólidos que hayan podido ser recogidos. La violencia asociada con este fenómeno queda ilustrada de forma contundente por el meteorito Butsura. Este objeto cayó en la India en 1861. Se escuchó una fuerte explosión, se recolectaron varios fragmentos de piedra desde distancias de tres o cuatro millas; y al juntarlos, se comprobó que encajaban, lo que permitió reconstruir la forma primitiva del meteorito. Falten algunos trozos (sin duda se perdieron al caer sin ser vistos en lugares de los que no fue posible recuperarlos), pero hemos obtenido suficientes piezas como para hacernos una buena idea de la forma irregular del objeto antes de que la explosión lo desintegrara en fragmentos. Este es uno de los meteoritos pétreos comunes, y por lo tanto contrasta con el siderito de Rowton del que acabamos de hablar. También existen otros tipos de meteoritos. El hierro de Breitenbach, como se le llama, es un buen representante de una clase de estos cuerpos que se encuentran entre los hierros meteoríticos y las rocas. Consiste en una masa celular gruesa de hierro, cuyas cavidades están rellenas de sustancias minerales. En el museo se exhiben secciones de formas intermedias en las que se muestra esta estructura.

Observemos primero la característica más obvia de estos meteoritos. No nos referimos ahora a su composición química, sino a su aspecto externo. ¿Cuál es la característica más notable en la forma de estos objetos? Sin duda, es que son fragmentos. Son evidentemente pedazos que se rompieron de algún objeto más grande. Esto se aprecia simplemente al observar su forma; resulta aún más evidente cuando examinamos su estructura mecánica. A menudo se descubre que los meteoritos están ellos mismos compuestos de

Fragmentos más pequeños. Tal estructura puede ilustrarse con una sección de un aérolito encontrado en la Sierra de Chaco, que pesa unos 30 libras (Fig. 79).

La sección aquí representada muestra la estructura compuesta de este objeto, que pertenece a la clase de los meteoritos rocosos. Su forma indica que en realidad era un fragmento con bordes y esquinas angulosos. Sin duda, pudo haber sido mucho más grande cuando impactó por primera vez en la atmósfera. Los bordes angulosos que ahora se observan en su superficie pueden deberse a una explosión que ocurrió posteriormente; pero esto no explica la estructura del interior. Allí vemos piezas irregulares de formas y materiales variados, aglomeradas en una sola masa. Si buscáramos objetos análogos en la Tierra, deberíamos fijarnos en algunas rocas volcánicas, donde encontramos numerosos fragmentos angulosos e irregulares, unidos entre sí por una matriz en la que están incrustados. La evidencia presentada por este meteorito es concluyente respecto a un aspecto relacionado con el origen de estos objetos: debieron llegar como fragmentos, provenientes de algún cuerpo de dimensiones considerables, si no enormes. En este meteorito hay numerosos granos pequeños de hierro mezclados con sustancias minerales. De hecho, el hierro presente en muchos meteoritos presenta características similares a las que se obtienen al explotar hierro con dinamita. Así, se ha descubierto que un gran trozo de hierro meteorítico proveniente de Brasil fue realmente despedazado en fragmentos en algún momento anterior a su caída sobre la Tierra. Estos fragmentos fueron nuevamente unidos por vetas irregulares de sustancias minerales.

Para un aérolito de tipo muy diferente, podemos mencionar el meteorito carbonáceo de Orgueil, que cayó en Francia el 14 de mayo de 1864. Con motivo de su caída, se observó un espléndido meteoro, cuyo tamaño rivalizaba con el de la luna llena. El diámetro real de esta esfera de fuego debió ser de varios cientos de yardas. Se encontraron casi cien fragmentos de este cuerpo dispersos en una zona de quince millas de longitud. Este objeto es de especial interés, ya que pertenece a un grupo raro de aérolitos en los que falta el hierro metálico. Contiene muchos de los mismos minerales que se encuentran en otros meteoritos, pero en estos fragmentos están asociados al carbono y a sustancias blancas o amarillentas cristalizables.

Material soluble en éter, y similar a algunos de los hidrocarburos. Una sustancia así, si no se hubiera visto caer hacia la Tierra, probablemente se consideraría un producto derivado de la vida animal o vegetal.

Hemos señalado cómo un cuerpo que se mueve con gran velocidad e impacta contra el aire puede llegar a estar al rojo vivo o incluso convertirse en vapor. ¿Cómo es entonces posible que los meteoritos sobrevivan a esta prueba ardiente y caigan a la Tierra, sin duda a gran velocidad, pero aún así con mucha menos velocidad de la que sería necesaria para convertirlos en vapor? Por ejemplo, si la siderita de Rowton hubiera chocado con nuestra atmósfera a una velocidad de veinte millas por segundo, parece indudable que se habría disipado por el calor, aunque, sin duda, las partículas acabarían coalesciendo para descender lentamente a la Tierra en gotitas microscópicas de hierro. ¿Cómo ha logrado el meteorito evitar este destino? Hay que recordar que nuestra Tierra también se mueve a una velocidad de unas dieciocho millas por segundo, y que la velocidad relativa con la que el meteorito se sumerge en el aire es la que determinará el grado de fricción que actúa. Si el meteorito choca directamente con la Tierra, la velocidad del choque será extremadamente alta; pero puede ocurrir que, aunque las velocidades reales de ambos cuerpos sean enormes, la velocidad relativa sea comparativamente baja. Esta es, en todo caso, una explicación posible de cómo llega un meteorito a la superficie de la Tierra.

Hemos mostrado en las partes anteriores del capítulo que las conocidas lluvias de estrellas están íntimamente relacionadas con los cometas. De hecho, cada lluvia de estrellas sigue el mismo camino que recorre un cometa, y es muy probable que las partículas de las estrellas fugaces provengan ellas mismas del cometa. Por lo tanto, las lluvias de estrellas fugaces tienen una conexión estrecha con los cometas, pero es dudoso que los meteoritos tengan alguna relación con ellos. Ya se ha señalado que nunca se ha registrado la caída de meteoritos durante las grandes lluvias de estrellas. No se sabe de ninguna partícula de meteorito que haya caído de la innumerable cantidad de meteoros de las Léridas o de las Perseidas; por lo que sabemos, las Liríadas nunca han producido meteoritos, al igual que las Cuadrántidas, las Géminidas o las muchas otras lluvias de estrellas con las que todo astrónomo está familiarizado. No hay razón para relacionar los meteoritos con estas lluvias, y por lo tanto es dudoso si deberíamos relacionarlos con los cometas.

En cuanto al origen de los meteoritos, es difícil hablar con un alto grado de certeza. Cada teoría sobre los meteoritos presenta dificultades, por lo que parece que la única opción que nos queda es elegir aquella visión de su origen que parezca la menos improbable. Me parece que esta condición se cumple en la teoría propuesta por el mineralogista austriaco Tschermak. Él ha estudiado los meteoritos de la rica colección de Viena y ha llegado a la conclusión de que “los meteoritos tienen un origen volcánico en algún cuerpo celeste”. Intentemos seguir este razonamiento y discutir el problema, que puede plantearse de la siguiente manera: suponiendo que al menos algunos de los meteoritos han sido expulsados por volcanes, ¿en qué cuerpo o cuerpos del universo deben estar situados estos volcanes? Esta es realmente una pregunta para astrónomos y matemáticos. Una vez que los mineralogistas nos aseguran que estos cuerpos son volcánicos, la cuestión se convierte en uno de cálculo y de equilibrio de probabilidades.

El primer paso en la investigación es comprender claramente las condiciones dinámicas del problema. Imaginemos un volcán situado en un planeta. Se supone que el volcán está en estado de erupción, y en uno de sus poderosos estallidos lanza un proyectil hacia lo alto: este proyectil ascenderá, se detendrá y volverá a caer. Eso es exactamente lo que ocurre actualmente en las erupciones terrestres.

Volcanes. Se sabe que Cotopaxi es capaz de lanzar piedras enormes a una gran altura, pero estas piedras sin duda regresan a la Tierra. La gravedad terrestre ha ido superando gradualmente la velocidad generada por la explosión, y así las piedras caen de nuevo al suelo. Pero supongamos que la erupción es aún más violenta y que las piedras son proyectadas desde el planeta a una altura aún mayor sobre su superficie. Supongamos, por ejemplo, que la piedra sea lanzada hasta una altura igual al radio del planeta: entonces la atracción gravitacional se reducirá a una cuarta parte de lo que era en la superficie, y por lo tanto el planeta tendrá mayores dificultades para atraer de vuelta a la piedra. No solo aumenta la distancia que la piedra debe recorrer a medida que aumenta la altura, sino que también disminuye la eficacia de la gravedad, de modo que de dos maneras diferentes aumenta la dificultad para hacer que la piedra regrese. Ya hemos aludido más de una vez a este tema, y hemos demostrado que existe una cierta velocidad crítica adecuada para cada planeta, que depende de su masa y su radio. Si el proyectil es lanzado hacia arriba con una velocidad igual o superior a esta, entonces ascenderá y nunca volverá. Todos recordamos el viaje a la luna de Julio Verne, en el cual describió la Columbiad, un cañón imaginario capaz de disparar un proyectil a una velocidad de seis u ocho millas por segundo. Esa es la velocidad crítica para la Tierra. Si pudiéramos imaginar que el aire desapareciera, entonces un cañón con esa potencia lanzaría un cuerpo hacia arriba que nunca caería.

La gran dificultad relacionada con la teoría de Tschermak sobre el origen volcánico de los meteoritos radica en la enorme velocidad inicial que se requiere. La Columbiad es un mito, y actualmente no conocemos ningún agente, natural o artificial, en la Tierra capaz de generar una velocidad tan impresionante. Los estruendos de Krakatoa se escucharon a miles de millas de distancia, pero en sus momentos más intensos no lanzó proyectiles a una velocidad de seis millas por segundo. Por lo tanto, nos vemos obligados a preguntarnos si algún otro cuerpo celeste podría ser considerado el origen de los meteoritos. No podemos ver volcanes en ningún otro cuerpo celeste aparte de la Luna; todos los demás cuerpos están demasiado lejos como para poder observarlos con tanta precisión. ¿Parece probable que los volcanes de la Luna puedan alguna vez lanzar proyectiles que caigan sobre la Tierra?

Esta creencia estuvo alguna vez respaldada por autoridades eminentes. La masa de la luna es aproximadamente una ochentaava de la masa de la tierra. No sería cierto afirmar que la velocidad crítica de proyección varía directamente con la masa del planeta. La ley correcta es que varía directamente con la raíz cuadrada de la masa, e inversamente con la raíz cuadrada del radio. De ello se deduce que la velocidad necesaria para lanzar un misil desde la luna es solo aproximadamente una sexta parte de la que se necesitaría para lanzarlo desde la tierra. Si la luna tuviera en su superficie volcanes de gran potencia, es perfectamente concebible que estos pudieran ser la fuente de los meteoritos. Hemos visto cómo toda la superficie de la luna muestra signos de intensa actividad volcánica. Un misil lanzado así desde la luna podría sin duda caer sobre la tierra, y no es imposible que algunos de los meteoritos provengan realmente de esta fuente. Sin embargo, existe una gran dificultad en relación con los volcanes de la luna. Supongamos que un objeto fuera lanzado de esa manera: bajo la atracción de la tierra, de acuerdo con las leyes de Kepler, se movería alrededor de la tierra como foco. Si dejamos de lado las perturbaciones causadas por todos los demás cuerpos, así como las causadas por la propia luna, vemos que el meteorito, si alguna vez falla al alcanzar la tierra, nunca podrá caer sobre ella. Sería necesario que la distancia más corta entre el centro de la tierra y la órbita del proyectil fuera menor que el radio de la tierra, de modo que, para que un meteorito lunar caiga sobre la tierra, debe hacerlo en la primera vez que orbite alrededor de ella. El viaje de un meteorito desde la luna hasta la tierra dura solo unos días; por lo tanto, dado que los meteoritos siguen cayendo, se deduce que deben seguir siendo expulsados constantemente de la luna. Sin embargo, los volcanes de la luna ya no están activos; los observadores han estudiado su superficie durante mucho tiempo y no encuentran rastros fiables de actividad volcánica en la actualidad. Es completamente imposible, sea cual sea lo que la luna haya podido hacer en el pasado, que en la actualidad continúe lanzando meteoritos. Es posible que un meteorito expulsado de la luna en tiempos remotos, cuando sus volcanes estaban activos, pueda, bajo la influencia de las perturbaciones de los otros cuerpos del sistema, tener su órbita tan alterada que, finalmente, llegue a la atmósfera y caiga sobre la tierra; pero en ninguna circunstancia la luna podría enviarnos un meteorito.

Por lo tanto, es razonable buscar en otro lugar los volcanes que cumplan con las condiciones del problema.

Dirijamos ahora nuestra atención a los planetas y examinemos las circunstancias en las cuales los volcanes situados allí podrían expulsar un meteorito que, en última instancia, caería sobre la Tierra. No podemos ver los planetas con suficiente claridad como para determinar si tienen o han tenido algún volcán; pero la presencia casi universal del calor en las grandes masas celestes parece dejar pocas dudas de que podría existir alguna forma de actividad volcánica en los planetas. Podemos descartar de inmediato a los planetas gigantes, como Júpiter o Saturno: su apariencia es muy distinta a la de una superficie volcánica; además, su gran masa haría necesario suponer que los meteoritos serían expulsados a una velocidad tremenda si lograran escapar de la gravedad del planeta. Aplicando la regla ya establecida, un volcán en Júpiter tendría que ser cinco o seis veces más potente que el volcán en la Tierra. Para evitar esta dificultad, naturalmente nos volvemos hacia los planetas más pequeños del sistema; tomemos, por ejemplo, uno de ese innumerable grupo de planetas menores, y veamos hasta qué punto es probable que este cuerpo haya expulsado un proyectil que cayera sobre la Tierra. Algunos de estos cuerpos tienen solo unos pocos kilómetros de diámetro. Hay cuerpos en el sistema solar tan pequeños que una velocidad muy moderada sería suficiente para lanzar un proyectil lejos de ellos por completo. De hecho, ya ilustramos este punto al hablar de los planetas menores. Se ha sugerido que un volcán situado en uno de los planetas menores podría ser lo suficientemente poderoso como para poner en marcha a los meteoritos en un largo viaje por el espacio, hasta que algún accidente los hiciera chocar con la Tierra. No hay mucha dificultad en admitir que podrían existir tales volcanes, y que podrían ser lo suficientemente poderosos como para expulsar cuerpos de la superficie del planeta; pero debemos recordar que los proyectiles deben caer sobre la Tierra, y existen consideraciones dinámicas que merecen nuestra atención detallada. Para concentrar nuestras ideas, consideraremos uno de los planetas menores; para ello, tomemos a Ceres. Si un meteorito va a caer sobre la Tierra, debe pasar por el estrecho anillo, de unos 8.000 millas de ancho, que marca la trayectoria terrestre; no será suficiente que el proyectil simplemente pase por allí.

A través de la eclíptica, ya sea por dentro o por fuera del anillo, debe ser realmente a través de esta estrecha franja; y entonces, si la Tierra se encuentra allí en el mismo momento en que cae el meteorito, eso será suficiente. La primera condición que hay que cumplir, por lo tanto, es que la trayectoria del meteorito atraviese este estrecho anillo. Esto se logra mediante una proyección desde algún punto de la órbita de Ceres. Pero se puede demostrar, desde un punto de vista puramente dinámico, que aunque la energía volcánica necesaria para sacar el proyectil de Ceres pueda no ser muy importante, si ese proyectil ha de cruzar la trayectoria terrestre, los requisitos dinámicos exigen que haya en Ceres al menos un volcán con una potencia de tres millas. Por lo tanto, hemos ganado poco con la idea de utilizar un planeta menor, ya que no hemos encontrado que una potencia volcánica moderada sea suficiente. Pero existe otra dificultad en el caso de Ceres: el anillo en la eclíptica es muy estrecho en comparación con las demás dimensiones del problema. Ceres está muy lejos, y se requeriría una precisión extraordinaria en las actividades volcánicas en Ceres para poder proyectar un misil de tal manera que atraviese exactamente ese anillo y no caiga ni dentro ni fuera, ni arriba ni abajo. Habrá muchas fallas por cada acierto. Hemos intentado realizar los cálculos con la ayuda de la teoría de las probabilidades, y descubrimos que las posibilidades de que esto ocurra son de aproximadamente 50,000 a 1; así, de cada 50,000 proyectiles lanzados desde un punto de la órbita de Ceres, solo uno podría satisfacer incluso la primera de las condiciones necesarias para caer sobre nuestro planeta. Es evidente, pues, que existen dos objeciones contra Ceres (y lo mismo se puede decir de los otros planetas menores) como posible fuente de meteoritos. En primer lugar, que, a pesar de la pequeña masa del planeta, aún se requeriría un volcán muy poderoso; y en segundo lugar, que debemos suponer que, por cada uno que llegó a la Tierra, al menos 50,000 tuvieron que ser expulsados. Está claro, entonces, que si los meteoritos realmente fueron expulsados de algún planeta del sistema solar, grande o pequeño, el volcán tuvo que ser, por alguna razón, muy poderoso. Esto nos lleva a preguntarnos qué planeta tiene, por otros motivos, las mayores probabilidades a su favor.

Admitimos, por supuesto, que en la actualidad los volcanes de la Tierra carecen por completo de la energía necesaria; pero, ¿acaso los volcanes terrestres siempre han sido tan débiles como lo son en estos últimos tiempos? No faltan motivos para creer que en los primerísimos días del tiempo geológico la energía volcánica en la Tierra era mucho mayor que en la actualidad. Reconocemos plenamente las dificultades de la idea de que los meteoritos provengan realmente de la Tierra; pero deben tener algún origen, y es razonable indicar la fuente que parezca tener más probabilidades a su favor. Supongamos, por un momento, que en los días primitivos de la actividad volcánica hubo algunas erupciones poderosas que lanzaron proyectiles con la velocidad adecuada: estos proyectiles ascenderían, saldrían de la gravedad terrestre, serían atrapados por la gravedad del Sol y se verían obligados a orbitar alrededor del Sol para siempre. Sin duda, la resistencia del aire sería una gran dificultad, pero esta resistencia disminuiría considerablemente si el cráter estuviera a una gran altitud sobre el nivel del mar; además, si una gran cantidad de gases o vapores expulsados acompañara al material más sólido, el efecto de la resistencia del aire se reduciría aún más. Algunos de estos objetos podrían quizás orbitar en trayectorias hiperbólicas y alejarse para no regresar nunca; mientras que otros quedarían empujados hacia trayectorias elípticas. Alrededor del Sol, estos objetos orbitarían durante siglos, pero en cada órbita —y aquí está el punto importante— cruzarían el punto desde donde fueron lanzados originalmente. En otras palabras, todo objeto así proyectado desde la Tierra cruzaría la trayectoria terrestre en cada órbita. En este hecho tenemos una enorme probabilidad a favor de la Tierra en comparación con Ceres. Probablemente, solo un meteorito expulsado por Ceres de cada 50.000 cruzaría la trayectoria terrestre, mientras que todo meteorito lanzado desde la Tierra lo haría necesariamente.

Si esta visión es correcta, entonces debe haber numerosos meteoritos recorriendo el espacio en trayectorias elípticas alrededor del Sol. Estas trayectorias tienen una característica en común: todas cruzan la trayectoria terrestre. A veces ocurrirá que la Tierra se encuentre en ese punto justo en el momento en que el meteorito está cruzándola.

Cuando esto ocurre, los largos viajes de ese pequeño cuerpo llegan a su fin, y este cae de vuelta a la Tierra de la cual se separó hace tantas eras.

Es conveniente resaltar el contraste entre la teoría lunar de los meteoritos (que consideramos poco probable) y la teoría terrestre (que parece ser más probable). Según la teoría lunar, como ya hemos visto, sería necesario que algunos de los volcanes lunares siguieran estando activos. En la teoría terrestre, basta con suponer que los volcanes de la Tierra tuvieron en algún momento suficiente poder explosivo. Nadie cree que los volcanes actuales de la Tierra expulsen ahora los fragmentos que formarán futuros meteoritos; pero parece posible que la Tierra esté reuniendo lentamente, en estos tiempos de calma, los fragmentos que expulsó en una etapa temprana de su historia. Por lo tanto, al asumir, junto con Tschermak, que muchos meteoritos tienen un origen volcánico en algún cuerpo celeste importante, nos vemos llevados a coincidir con aquellos que piensan que ese cuerpo es muy probablemente la Tierra.

Es interesante señalar algunas circunstancias que parecen corroborar la idea de que muchos meteoritos tienen un origen terrestre antiguo. El componente más característico de estos cuerpos es la aleación de hierro y níquel, presente casi universalmente. A veces, como en el siderito de Rowton, todo el objeto está compuesto prácticamente solo por esa aleación; otras veces, esta aleación se encuentra en granos distribuidos por toda la masa. Cuando Nordenskjöld descubrió en Groenlandia una masa de hierro puro que contenía níquel, esto fue considerado de inmediato como un visitante celestial. Se le llamó el meteorito Ovifak, y grandes trozos de ese hierro fueron llevados a nuestros museos. Por ejemplo, en la colección nacional existe una muestra muy interesante de esta sustancia de Ovifak. Un examen detallado muestra que este llamado meteorito se encuentra sobre un lecho de basalto que fue expulsado del interior de la Tierra. Aquellos que creen en el origen meteórico del hierro de Ovifak se ven obligados a admitir que, poco después de la erupción del basalto y mientras aún estaba blando, este enorme meteorito de hierro, de masa y volumen gigantescos, cayó casualmente sobre ese lecho blando. Sin embargo, cada vez hay más quienes sostienen que esta gran masa de hierro no era en absoluto un visitante celestial, sino que simplemente surgió del interior de la Tierra.

de la tierra junto con el propio basalto. Los hermosos ejemplares del Museo Británico muestran cómo el hierro se integra en el basalto de tal manera que es muy probable que la fuente del hierro se encuentre realmente en la tierra y no en fuentes externas a ella. Si nuevas investigaciones lo confirman, como ahora parece probable, se habrá dado un paso sumamente importante para demostrar el origen terrestre de los meteoritos. Si el hierro de Ovifak está realmente asociado con el basalto, tenemos una prueba de que la aleación de hierro-níquel es efectivamente una sustancia terrestre, encontrada en las profundidades de la Tierra y relacionada con fenómenos volcánicos. Siendo así, ya no será difícil explicar la presencia de hierro en los meteoritos indudables. Cuando los enormes volcanes estaban activos, expulsaban masas de esta aleación de hierro, las cuales, después de haber circulado alrededor del Sol durante eras, finalmente regresaron. Como si quisiera confirmar esta visión, el profesor Andrews descubrió partículas de hierro puro en el basalto de la Calzada del Gigante, mientras que la probabilidad de que grandes masas de hierro estuvieran allí asociadas a las formaciones basálticas fue demostrada por las investigaciones sobre magnetismo realizadas por el difunto provost Lloyd.

Además de los meteoritos más sólidos, no cabe duda de que los restos de las estrellas fugaces comunes deben caer sobre la Tierra en suaves lluvias de polvo celestial. La nieve en las regiones árticas a menudo se ha encontrado manchada con trazas de polvo que contiene partículas de hierro. Se han encontrado partículas similares en las torres de las catedrales y en muchos otros lugares donde solo podrían haberse depositado desde el aire. Apenas hay duda de que algunos de los granos en los haces de luz solar, y muchas de las partículas que las buenas amas de casa consideran polvo, tienen en realidad un origen cósmico. Durante el famoso viaje del Challenger, las dragas sacaron de las profundidades del Atlántico no “cuñas de oro, grandes anclas, montones de perlas”, pero entre el lodo que extrajeron se encontraron numerosas partículas magnéticas que, por todas las razones, parecen haber caído del cielo y luego hundirse en las profundidades del océano. La arena de los desiertos de África, cuando se examina bajo el microscopio, muestra trazas de diminutas partículas de hierro que presentan signos de haber estado sometidas a altas temperaturas.

La Tierra absorbe continuamente este polvo cósmico, pero ahora nunca pierde ni una sola partícula de su masa. La consecuencia es inevitable: la masa de la Tierra debe estar aumentando. Aunque el cambio pueda ser pequeño, para quienes han estudiado el tratado de Darwin sobre los gusanos terrestres, o para quienes conocen la teoría moderna de la evolución, resultará evidente que se pueden lograr resultados asombrosos mediante causas insignificantes que actúan en una misma dirección. Es muy probable que una parte considerable de la sustancia sólida de nuestro planeta provenga de materia meteorítica que cae sobre su superficie en lluvias constantes.

CAPÍTULO XVIII.
LOS CIELOS ESTELADOS.

Las constelaciones: el Oso Mayor y las Guías; la Estrella Polar; Casiopea; Andrómeda, Pegaso y Perseo; las Pléyades: Auriga, Capella, Aldebarán; Tauro, Orión, Sirio; Cástor y Pólux; el León; Boötis, Corona y Hércules; Virgo y Spica; Vega y Lira; el Cisne.

El estudiante de astronomía debe familiarizarse con las principales constelaciones del cielo. Se trata de un conocimiento valioso que podría formar parte de la educación de todo niño en el reino. Comenzaremos nuestra discusión sobre el sistema estelar con una breve descripción de las principales constelaciones visibles en el hemisferio norte, y acompañaremos nuestra descripción con mapas esquemáticos de las estrellas que permitirán al principiante identificar las características principales del cielo estrellado.

En un capítulo anterior dirigimos la atención del estudiante hacia la notable constelación de estrellas conocida por los astrónomos como Ursa Major, o el Oso Mayor. Forma el grupo más destacado en los cielos del norte y, en las latitudes septentrionales, nunca se pone. A las once de la noche del mes de abril, el Oso Mayor se encuentra justo encima de la cabeza (para un observador en el Reino Unido); a la misma hora en septiembre está baja en el norte; a la misma hora en julio está en el oeste; para Navidad se encuentra en el este. Desde tiempos muy remotos, este grupo de estrellas ha llamado la atención. Las estrellas del Oso Mayor estaban incluidas en un gran catálogo de estrellas elaborado hace dos mil años, el cual nos ha llegado hasta hoy. A partir de las posiciones de las estrellas indicadas en este catálogo, es posible reconstruir cómo era el Oso Mayor en aquellos tiempos antiguos. Esto ya se ha hecho, y parece que las siete estrellas principales no han cambiado significativamente con el paso del tiempo, de modo que la configuración del Oso Mayor sigue siendo prácticamente la misma que entonces. El principiante debe primero familiarizarse con este grupo de siete estrellas; así, su progreso posterior en esta rama de la astronomía será mucho más fácil. De hecho, el Oso Mayor es una constelación espléndida, y su único rival se encuentra en Orión, que contiene estrellas más brillantes, aunque no ocupa una región tan grande en el cielo.

Fig. 80.—El Oso Mayor y la Estrella Polar.

Fig. 81.—El Oso Mayor y Casiopea.

En primer lugar, observamos cómo el Oso Mayor permite encontrar fácilmente la Estrella Polar, que es el objeto más importante en los cielos del norte. La Estrella Polar se indica de manera muy conveniente mediante la dirección de las dos estrellas β y α del Oso Mayor, las cuales son, por lo tanto, comúnmente conocidas como las “guías”. Este uso del Oso Mayor se muestra en el diagrama de la Fig. 80, en el cual la línea β α, prolongada y ligeramente curvada, conduce hasta la Estrella Polar. No hay posibilidad de cometer ningún error al identificar esta estrella, ya que es la única brillante en las inmediaciones. Una vez que se ha visto, podrá ser identificada fácilmente en futuras ocasiones, y el observador no dejará de notar cuán constante es su posición en los cielos. Las demás estrellas o bien salen o se ponen, o, como el Oso Mayor, se inclinan hacia abajo en el norte sin ponerse realmente, pero la Estrella Polar no presenta cambios significativos. En verano o en invierno, de noche o de día, la Estrella Polar siempre se encuentra en el mismo lugar; al menos, en lo que respecta a la observación ordinaria. Sin duda, cuando utilizamos los instrumentos precisos del observatorio, se abandona la idea de la fijidad de la Estrella Polar; entonces vemos que tiene un movimiento lento y que describe un pequeño círculo cada veinticuatro horas alrededor del verdadero polo de los cielos.

que no coincide con la Estrella Polar, aunque está muy cerca de ella. La distancia actual es de poco más de un grado, y va disminuyendo gradualmente, hasta que, en el año 2095 d.C., la distancia será inferior a medio grado.

La propia Estrella Polar pertenece a otro grupo insignificante de estrellas conocido como el Oso Menor. Los dos miembros principales de este grupo, los de mayor brillo después de la Estrella Polar, a veces se denominan los “Guardianes”. El Oso Mayor y el Oso Menor, junto con la Estrella Polar, forman un grupo en el cielo del norte al que no corresponde ninguna constelación similar en los cielos del sur. En el Polo Sur no existe ninguna estrella destacada que indique aproximadamente su posición, una circunstancia desfavorable para los astrónomos y navegantes del hemisferio sur.

Ahora será fácil añadir una tercera constelación a las dos ya conocidas. En el lado opuesto a la Estrella Polar, frente al Oso Mayor, y a aproximadamente la misma distancia, se encuentra un grupo muy atractivo de cinco estrellas brillantes que forman una “W”. Estas son las estrellas más destacadas de la constelación de Casiopea, que contiene en total unas sesenta estrellas visibles a simple vista. Cuando el Oso Mayor está bajo en el norte, entonces Casiopea se encuentra alta en el cielo. Cuando el Oso Mayor está alta en el cielo, entonces hay que buscar a Casiopea bajo en el norte. La configuración de las estrellas principales es tan llamativa que, una vez que el ojo las haya reconocido, su identificación futura será muy sencilla; sobre todo si se tiene en cuenta que la Estrella Polar se encuentra a mitad de camino entre Casiopea y el Oso Mayor (Fig. 81). Estas importantes constelaciones servirán como guías para las demás. Por lo tanto, mostraremos cómo el aprendiz puede distinguir los diversos otros grupos visibles desde las Islas Británicas o desde latitudes septentrionales similares.

La siguiente constelación que habrá que reconocer es el imponente grupo que contiene la Gran Cuadratura de Pegaso. Esta no se considera “circumpolar”, como Ursa Major o Casiopea. La Gran Cuadratura de Pegaso se pone y sale diariamente. No puede verse fácilmente durante la primavera y el verano, pero en otoño e invierno las cuatro estrellas que marcan sus esquinas…

El cuadrado de Pegaso puede ser reconocido fácilmente. Existen ciertas estrellas pequeñas dentro de esa región tan limitada; quizás se puedan contar unas treinta con la vista desnuda y de capacidad normal en estas latitudes. En el sur de Europa, con sus cielos puros y brillantes, el número de estrellas visibles parece aumentar considerablemente. Un observador perspicaz en Atenas ha contado 102 estrellas en la misma región.

El Gran Cuadrado de Pegaso se puede llegar a él mediante una línea que parte de la Estrella Polar y pasa por el extremo de Casiopea. Si se prolonga esa línea unos cuantos grados más, conducirá la vista hasta el centro del Gran Cuadrado de Pegaso (Fig. 82).

La línea que pasa por β y α en Pegaso, continuada 45° hacia el sur, señala la importante estrella Fomalhaut, situada en la “boca” del Pez Austral. A la derecha de esta línea, casi a mitad de camino, se encuentra la constelación algo poco definida de Acuario; allí se puede observar un pequeño triángulo equilátero con una estrella en el centro.

El cuadrado de Pegaso no constituye una ilustración adecuada de la forma en que deberían definirse los límites de las constelaciones. No existe grupo más naturalmente relacionado que las cuatro estrellas de este cuadrado, y seguramente deberían formar parte de la misma constelación. Tres de las estrellas —marcadas como α, β, γ— pertenecen efectivamente a Pegaso; pero la que está en la cuarta esquina —también marcada como α— se encuentra en otra constelación, conocida como Andrómeda.

Es, de hecho, el miembro más brillante. Las demás estrellas brillantes de Andrómeda están marcadas como β y γ, y se pueden identificar fácilmente al trazar uno de los lados del Cuadrado de Pegaso en dirección curva. Así tenemos un conjunto notable de siete estrellas, que es fácil tanto de identificar como de recordar, a pesar de que pertenecen a tres constelaciones diferentes. Son respectivamente α, β y γ de Pegaso; α, β y γ de Andrómeda; y α de Perseo. Estas tres forman una especie de asa que se extiende desde un lado del cuadrado, y constituyen un grupo tanto llamativo en su apariencia como útil para la identificación posterior de objetos celestes. β de Andrómeda, junto con dos estrellas más pequeñas, forma el cinturón de la desdichada heroína.

α de Perseo se encuentra entre otras dos estrellas (γ y δ) de la misma constelación. Si dibujamos una curva a través de estas tres y la prolongamos en un movimiento decidido, llegamos a una de las joyas del cielo septentrional: la hermosa estrella Capella, en Auriga (Fig. 83). Cerca de Capella hay tres estrellas pequeñas que forman un triángulo isósceles; estas son las Hœdi o Niños. Capella y Vega son, con la excepción de Arcturus, las dos estrellas más brillantes del cielo septentrional; y aunque Vega es probablemente la más luminosa de las dos, también se ha sostenido la opinión contraria. Diferentes ojos suelen hacer estimaciones distintas sobre la brillo relativo de las estrellas que se acercan en intensidad lumínica. La dificultad para realizar una comparación satisfactoria entre Vega y Capella aumenta enormemente debido a la gran distancia que las separa en el cielo, así como a una ligera diferencia en color, ya que Vega es claramente más blanca que Capella. Este contraste en el color de las estrellas suele ser una fuente de incertidumbre al intentar comparar su brillo relativo; por lo que, cuando es necesario realizar mediciones reales por medios instrumentales, es preciso comparar las dos estrellas alternativamente con algún objeto de tonalidad intermedia.

Fig. 83.—Perseo y sus estrellas vecinas.

En el lado opuesto al polo, en relación con Capella, pero no tan lejos, se encuentran cuatro estrellas pequeñas formando un cuadrilátero. Ellas constituyen la cabeza del Dragón, cuyo resto de su forma se enrosca alrededor del polo.

Si continuamos la curva formada por las tres estrellas γ, α y δ en Perseo, y si doblamos graciosamente esta curva hacia una dirección opuesta, tal como se muestra en la Fig. 83, llegaremos primero a otras dos estrellas principales en Perseo, marcadas como ε y ζ. La región de Perseo es una de las más ricas del cielo. Aquí tenemos una parte sumamente espléndida de la Vía Láctea, y el campo del telescopio está repleto de estrellas más allá.

Incluso un pequeño telescopio o una lupa dirigidos hacia esta constelación tan poblada no dejarán de deleitar al observador y de transmitirle una profunda impresión de la extensión de los cielos estelares. En un párrafo posterior daremos una breve enumeración de algunos de los objetos telescópicos más notables en Perseo. Siguiendo en la misma figura las líneas ε y ζ, llegamos al notable pequeño grupo conocido como las Pléyades.

Fig. 84.—Las Pléyades.

Las Pléyades forman un grupo tan universalmente conocido y tan fácil de identificar que apenas parece necesario dar instrucciones específicas adicionales para su descubrimiento. Sin embargo, cabe señalar que en estas latitudes no se pueden ver antes de la medianoche durante el verano. Supongamos que la búsqueda se realiza alrededor de las 11 p.m.: el 1 de enero las Pléyades se encontrarán muy altas en el cielo, en dirección suroeste; el 1 de marzo, a la misma hora, se verá que se ponen por el oeste. El 1 de mayo no son visibles; el 1 de julio tampoco lo son; el 1 de septiembre se verán bajas en el este. El 1 de noviembre estarán muy altas en el cielo, en dirección sureste. El siguiente 1 de enero, las Pléyades estarán en la misma posición que estaban en esa misma fecha del año anterior, y así sucesivamente, de año en año. Quizás no sea necesario…

Apenas es necesario explicar aquí que estos cambios no se deben realmente a los movimientos de las constelaciones; se deben, por supuesto, al movimiento aparente anual del sol entre las estrellas.

Fig. 85.—Orión, Sirio y las estrellas vecinas.

Las Pléyades se muestran en la figura (Fig. 84), donde se representa un grupo de diez estrellas; este es aproximadamente el número visible a simple vista para quienes tienen una visión muy aguda. La mayor potencia telescópica

Aumentará la cantidad de estrellas a treinta o cuarenta (Galileo vio más de cuarenta con su primer telescopio); mientras que con telescopios de mayor potencia esa cifra aumenta aún más. De hecho, se han contado nada menos que 625 estrellas con la ayuda de un telescopio potente. Sin embargo, este grupo está demasiado disperso como para constituir un objeto observable eficazmente mediante el telescopio, salvo si se utiliza un telescopio con campo amplio y baja potencia. Visto a través de una lupa, forma un espectáculo muy agradable.

Fig. 86.—Castor y Pollux.
Si trazamos un rayo desde la Estrella Polar hasta Capella y lo extendemos lo suficiente, como se muestra en la Fig. 85, llegaremos al gran grupo de constelaciones del cielo invernal: el espléndido grupo de Orión. La brillantez de las estrellas de Orión, su cinturón bien visible y los objetos observables mediante telescopio que contiene, hacen que este grupo sea excepcional, y quizás lo sitúen al frente de todas las constelaciones. La estrella principal de Orión se conoce como α Orionis o Betelgeuze, nombre por el cual se la designa aquí. Se encuentra por encima de las tres estrellas δ, ε, ζ, que forman el cinturón. Betelgeuze es una estrella de primera magnitud; lo mismo ocurre con Rigel, que se encuentra en el lado opuesto del cinturón. Así, Orión tiene la distinción de contener dos estrellas de primera magnitud en su grupo, mientras que las otras cinco estrellas mostradas en la Fig. 85 son de segunda magnitud.

En las cercanías de Orión hay algunas estrellas importantes. Si continuamos la línea del cinturón hacia arriba a la derecha, llegaremos a otra estrella de primera magnitud: Aldebarán. Esta estrella se parece mucho a Betelgeuze en cuanto a su color rojizo. Aldebarán es la estrella más brillante de la constelación de…

Tauro. Es esta constelación la que contiene las Pléyades ya mencionadas, y otro grupo más disperso conocido como las Híades, que puede ser descubierto cerca de Aldebarán.

Fig. 87.—El Oso Mayor y el León.
La línea del cinturón de Orión, que continúa hacia abajo a la izquierda, dirige la mirada hacia la joya del cielo, el espléndido Sirio, que es la estrella más brillante de los cielos. De hecho, ha sido necesario crear una escala de magnitud especial solo para Sirio; todas las demás estrellas de primera magnitud, como Vega y Capella, Betelgeuse y Aldebarán, están muy por detrás. Sirio, junto con unas pocas otras estrellas de mucho menor brillo, forma la constelación de Canis Major.

Es útil para el aprendiz observar la gran configuración, de forma irregular en forma de rombo, cuyos cuatro vértices son las estrellas de primera magnitud.

Aldebarán, Betelgeuse, Sirio y Rigel (Fig. 85). El cinturón de Orión se encuentra simétricamente en el centro del grupo, y toda la figura es tan llamativa que, una vez percibida, es poco probable que se olvide.

A más o menos mitad de camino entre el Cuadrado de Pegaso y Aldebarán se encuentra la estrella principal del Carnero: un cuerpo brillante de segunda magnitud; junto con otras dos, forma una curva, en cuyo otro extremo se halla γ de la misma constelación, que fue la primera estrella doble que se observó.

Podemos volver a recurrir a la ayuda del Oso Mayor para señalar las estrellas de la constelación de Géminis (Fig. 86). Si se prolonga la diagonal que une las estrellas δ y β del cuerpo del Oso en dirección opuesta a su cola, esta llevará hasta Castor y Pólux, dos estrellas notables de segunda magnitud. Esta misma línea, si se continúa un poco más, pasa cerca de la estrella Proción, de primera magnitud, que es el único objeto destacable en la constelación del Perro Chico.

Fig. 88.—Boötis y la Corona.

Fig. 89.—Virgo y las constelaciones vecinas.
Las marcas α β en la Osa Mayor también servirán para indicar la constelación del León. Si trazamos la línea que las conecta en la dirección opuesta a la utilizada para encontrar el Polo, llegaremos al cuerpo del León. Este grupo se puede reconocer por la estrella de primera magnitud llamada Regulus. Es una de una serie de estrellas que forman un objeto algo similar a una hoz: tres de las estrellas del grupo son de segunda magnitud. La Hoz merece especial atención porque contiene el punto radiante desde el cual parte la lluvia periódica de estrellas fugaces conocida como Leonidas. Regulus se encuentra junto al camino que sigue el Sol entre las estrellas, en un punto por el que pasa cada año el 21 de agosto.

Entre Géminis y Leo se puede encontrar la poco destacada constelación del Cangrejo; el objeto más llamativo que contiene es esa mancha difusa llamada Præsepe o Colmena, que incluso el telescopio más pequeño permite descomponer en sus estrellas componentes.

Fig. 90.—La constelación de Lira.
La cola del Oso Mayor, si se prolonga siguiendo la curva que posee, conduce hasta una estrella brillante de primera magnitud conocida como Arcturus, la estrella principal de la constelación de Boötes (Fig. 88). También se muestran en la figura algunas otras estrellas, marcadas como β, γ, δ y ε en la misma constelación. Entre las estrellas visibles en estas latitudes, Arcturus se sitúa junto a Sirio en cuanto a brillo. Dos estrellas del hemisferio sur, invisibles en estas latitudes, denominadas α Centauri y Canopus, son casi tan brillantes como Vega y Capella, pero no tanto como Arcturus.

En las inmediaciones de Boötes se encuentra un llamativo grupo semicircular conocido como la Corona Borealis. Se puede localizar fácilmente por su posición, tal como se indica en la figura, o bien identificándolo siguiendo la línea curva marcada por β, δ, ε y ζ en la Osa Mayor.

Fig. 91.—Vega, el Cisne y el Águila.
La constelación de Virgo se caracteriza principalmente por la estrella de primera magnitud llamada Spica, o α Virginis. Esta puede encontrarse a partir de la Osa Mayor; pues si se prolonga la línea que une las dos estrellas α y γ de esa constelación con una ligera curva, esta guiará la vista hacia Spica. Podemos señalar aquí otra de esas grandes configuraciones que son de gran ayuda en el estudio de las estrellas. Existe un fino triángulo equilátero, cuyos dos vértices son Arcturus y Spica, mientras que el tercer vértice lo marca Denebola, la estrella brillante cercana a la cola del León (Fig. 89).

En las noches de verano, cuando la Corona se encuentra justo encima de nuestras cabezas, una línea que parte de la Estrella Polar, pasa por su borde más tenue y continúa casi hasta el horizonte sur, llega hasta la brillante estrella roja Cor Scorpionis, o el Corazón del Escorpión (Antares), que fue la primera estrella en ser observada mediante telescopio durante el día.

La estrella de primera magnitud, Vega, en la constelación de la Lira, puede encontrarse fácilmente en la esquina de un triángulo bien definido, cuya base están formada por la Estrella Polar y Arcturus (Fig. 90). El brillante color blanco de Vega llamará la atención, mientras que el pequeño grupo de estrellas vecinas que forman la Lira constituye una de las constelaciones mejor definidas.

Cerca de Vega se encuentra otra constelación importante, conocida como el Cisne o Cygnus. La estrella más brillante sirve como vértice de un triángulo rectángulo, cuya base es la línea que va desde Vega hasta la Estrella Polar, como se muestra en la Fig. 91. En Cygnus hay cinco estrellas principales que forman una constelación de forma bastante notable.

La última constelación que describiremos aquí es la de Aquila o el Águila, la cual contiene una estrella de primera magnitud llamada Altair. Este grupo puede encontrarse fácilmente mediante una línea que va desde Vega pasando por β Cygni, y que pasa cerca de la línea formada por tres estrellas que constituyen la parte característica del Águila.

Hemos aprovechado la oportunidad para indicar en estos bocetos de las constelaciones las posiciones de algunos otros objetos telescópicos notables, cuya descripción debemos posponer hasta los capítulos siguientes.

CAPÍTULO XIX.
LOS SOLES LEJANOS.
Sirio en contraste con el Sol—Las estrellas pueden pesarse, pero no medirse en general—El compañero de Sirio—Determinación de los pesos de Sirio y su compañero—Estrellas oscuras—Estrellas variables y temporales—Número enorme de estrellas.

La espléndida preeminencia de Sirio ha hecho que sea observado con suma atención desde los primeros tiempos de la historia de la astronomía. Cada generación de astrónomos dedicó tiempo y esfuerzo a determinar las posiciones exactas de las estrellas más brillantes en el cielo. De este modo se acumuló una gran cantidad de observaciones sobre la posición de Sirio entre las estrellas, y se descubrió que, al igual que muchas otras estrellas, Sirio tenía lo que los astrónomos denominan movimiento propio. Al comparar la posición de Sirio con respecto a las demás estrellas ahora con la posición que ocupaba hace cien años, existe una diferencia de dos minutos (127´´) en su ubicación. Esta es una cantidad pequeña: tan pequeña que el ojo desnudo no podría percibirla. Si pudiéramos ver el cielo tal como era hace un siglo, seguiríamos viendo esta estrella en su bien conocido lugar, a la izquierda de Orión. Un alineamiento cuidadoso a simple vista apenas permitiría detectar que Sirio se estaba moviendo en dos siglos, o incluso en tres o cuatro siglos. Pero la precisión del círculo meridiano hace que estas cantidades mínimas sean evidentes y les confiere su verdadero significado. Para el astrónomo, Sirio, en lugar de desplazarse lentamente con un movimiento que los siglos no harán visible, sigue su majestuoso curso a una velocidad adecuada a sus dimensiones.

Aunque la velocidad de Sirio es de unos 1.000 millas por minuto, a veces es un poco mayor y otras un poco menor que su valor promedio. Para el astrónomo, este hecho contiene mucha información. Si Sirio fuera una estrella aislada, acompañada solo por planetas de escasa importancia, no podría haber irregularidad en su movimiento. Si alguna vez comenzara a moverse con una velocidad

A 1,000 millas por minuto, entonces debe mantener esa velocidad. Ni el paso de los siglos ni la inmensa longitud del viaje podrían alterarla. La trayectoria de Sirio sería inflexible en su dirección; y se recorrería a una velocidad inmutable.

El hecho de que Sirio no se moviera de manera uniforme era de tal interés que captó la atención de Bessel cuando descubrió las irregularidades en 1844. Fig. 92: La órbita de Sirio (Profesor Burnham). Al creer, como lo hacía Bessel, que debía haber alguna causa adecuada para estas perturbaciones, era difícil dudar cuál podría ser esa causa. Cuando el movimiento se ve perturbado, debe haber una fuerza en acción, y la única fuerza que reconocemos en tales casos es la conocida como gravedad. Pero la gravedad solo puede actuar de un cuerpo a otro; por lo tanto, al buscar la causa de las perturbaciones de Sirio debido a la gravedad, estamos obligados a suponer que debe haber algún cuerpo enorme y masivo cerca de Sirio. La cuestión fue retomada por Peters y por

Auwers lograron descubrir, a partir de las irregularidades de Sirio, la naturaleza de la órbita del cuerpo que lo perturbaba. Pudieron demostrar que este cuerpo debía orbitar alrededor de Sirio en un período de unos cincuenta años; y aunque no pudieron determinar su distancia con respecto a Sirio, sí pudieron indicar la dirección en la que se encontraba. La Figura 92 muestra la órbita de Sirio según la descripción dada por el Sr. Burnham, del Observatorio Yerkes.

La detección del compañero de Sirio y las mediciones realizadas sobre él nos permiten determinar la masa de esta famosa estrella. Intentemos ilustrar este tema. Sin duda, hay que admitir que las estimaciones numéricas que utilizamos deben ser consideradas con cierto grado de cautela. El compañero de Sirio es un objeto difícil de observar; antes de 1896 solo se había seguido su trayectoria a lo largo de un arco de 90°. Por lo tanto, aún no estamos en condiciones de determinar con absoluta precisión el tiempo periódico que tarda el compañero en completar una órbita. No obstante, podemos considerar que ese tiempo es de cincuenta y dos años. También conocemos la distancia entre Sirio y su compañero, y podemos estimar que es aproximadamente veintiuna veces la distancia desde la Tierra hasta el Sol. Es útil, en primer lugar, comparar la órbita del compañero alrededor de Sirio con la órbita del planeta Urano alrededor del Sol. Si tomamos como unidad la distancia de la Tierra, el radio de la órbita de Urano es de aproximadamente diecinueve unidades, y Urano tarda ochenta y cuatro años en completar una órbita completa. No tenemos ningún planeta en el sistema solar a una distancia de veintiuna unidades; pero, según la tercera ley de Kepler, se puede demostrar que, si existiera tal planeta, su período periódico sería de aproximadamente noventa y nueve años. Ahora contamos con los materiales necesarios para hacer la comparación entre la masa de Sirio y la masa del Sol. Un cuerpo que orbita alrededor de Sirio a cierta distancia completa su recorrido en cincuenta y dos años. Para orbitar alrededor del Sol a la misma distancia, un cuerpo debería completar su recorrido en noventa y nueve años. Cuanto más rápido se mueve un cuerpo, mayor debe ser la fuerza centrífuga, y mayor también debe ser la fuerza de atracción del cuerpo central. Según los principios de la dinámica, se puede demostrar que la fuerza de atracción es inversamente proporcional al cuadrado del tiempo periódico. Por lo tanto, la fuerza de atracción…

La fuerza de atracción de Sirio debe estar en la misma proporción que la fuerza de atracción del sol, que la cuadrada de noventa y nueve con respecto a la cuadrada de cincuenta y dos. Dado que en ambos casos se supone que las distancias son iguales, las fuerzas de atracción serán proporcionales a las masas; por lo tanto, concluimos que la masa de Sirio, junto con la de su compañero, está en la misma proporción que la masa del sol, junto con la de su planeta: tres y medio a uno. Ya habíamos aprendido que Sirio es mucho más brillante que el sol; ahora sabemos que también es mucho más masivo.

Antes de dejar de lado el estudio de Sirio, hay un punto adicional de gran interés que es necesario considerar. Existe un contraste notable entre el brillo de Sirio y el de su compañero. Sirio es una estrella que supera con creces a todas las demás estrellas de primera magnitud, mientras que su compañero es extremadamente tenue. Incluso si estuviera completamente alejado de la deslumbrante proximidad de Sirio, seguiría siendo solo una estrella pequeña de octava o novena magnitud, muy por debajo de los límites de visibilidad a simple vista. En términos numéricos, Sirio es 5,000 veces más brillante que su compañero, pero solo aproximadamente dos veces más masivo. Este es un contraste muy marcado; y este punto resultará aún más evidente si comparamos el compañero de Sirio con nuestro sol. El compañero de Sirio es ligeramente más masivo que nuestro sol; pero a pesar de su volumen ligeramente menor, nuestro sol es mucho más potente como fuente de luz. Cien compañeros de Sirio no emitirían tanta luz como nuestro sol. Este es un resultado de gran importancia. Nos enseña que, además de los grandes cuerpos del universo que llaman la atención por su brillo, existen también otros cuerpos de masa enorme que tienen poco brillo; probablemente algunos de ellos no tengan ninguno en absoluto. Esto sugiere una concepción mucho más amplia de la majestuosa escala del universo. También nos lleva a creer que el universo que observamos representa solo una pequeña parte de esa parte mucho mayor que permanece invisible en las sombras oscuras de la noche. En la vasta extensión del universo material, aquí y allá encontramos una estrella o una masa de materia gaseosa suficientemente calentada como para ser luminosa, y así volverse visible desde…

Tierra; pero nuestra observación de estos puntos luminosos nos dice muy poco sobre el contenido restante del universo.

La más famosa de todas las estrellas variables es la conocida como Algol, cuya posición en la constelación de Perseo se muestra en la Fig. 83. Esta estrella está convenientemente situada para su observación, ya que es visible cada noche en nuestra latitud, y sus interesantes cambios pueden observarse sin ninguna ayuda telescópica. Todo aquel que desee familiarizarse con las grandes verdades de la astronomía debería ser capaz de reconocer esta estrella y también haberla seguido durante uno de sus períodos de cambio. Algol suele ser una estrella de segunda magnitud; pero en un período de entre dos y tres días, o, más exactamente, en un intervalo de 2 días, 20 horas, 48 minutos y 55 segundos, su brillo experimenta un ciclo de variaciones sumamente notable. La serie comienza con un declive gradual de la brillantez de la estrella, que en el transcurso de cuatro horas y media pasa de la segunda magnitud a la cuarta. En esta fase más baja de brillo, Algol permanece durante unos veinte minutos, y luego comienza a aumentar, hasta que en tres horas y media recupera la segunda magnitud, en la cual permanece durante unos 2 días y 12 horas, momento en el que la misma serie comienza de nuevo. Parece que el período necesario para que Algol atraviese sus cambios está sujeto a una variación lenta pero cierta. Veremos en un capítulo siguiente cómo se ha demostrado que la variabilidad de Algol se debe a la interposición ocasional de un compañero oscuro que intercepta parte del brillo de la estrella. De este modo, todas las circunstancias pueden explicarse, e incluso se puede determinar el peso y el tamaño de Algol y su compañero oscuro.

Sin embargo, existen otras clases de estrellas variables, cuyas fluctuaciones de luz difícilmente pueden deberse a una oscurecimiento ocasional por cuerpos oscuros. Esto es particularmente cierto en el caso de aquellas variables que generalmente son tenues, pero de vez en cuando se intensifican durante un breve tiempo, tras lo cual, tras esa elevación temporal, vuelven a descender a su estado original. Los períodos de tales cambios suelen ir de seis meses a dos años. El ejemplo más conocido de una estrella de esta clase fue descubierto hace más de trescientos años. Se encuentra en la constelación de Cetus, un poco al sur del ecuador. Esta

El objeto en cuestión fue el caso más antiguo conocido de una estrella variable, con excepción de las llamadas estrellas temporales, a las que nos referiremos en breve. La variable de Cetus recibió el nombre de Mira, o la maravillosa. El período de fluctuaciones de Mira Ceti es de unos once meses; durante la mayor parte de este tiempo, la estrella tiene una magnitud de nueve y, por lo tanto, es invisible a simple vista. Cuando llega el momento adecuado, su brillo comienza a aumentar de forma bastante repentina. Pronto se convierte en un objeto notable de segunda o tercera magnitud. En esta condición permanece durante ocho o diez días, y luego disminuye más lentamente de lo que había aumentado hasta volver a su debilidad original, aproximadamente trescientos días después de que comenzara su aumento.

Más sorprendentes para el observador común que las estrellas variables ordinarias son las estrellas temporales, que en raras ocasiones aparecen de repente en el cielo. El objeto más famoso de este tipo fue aquel que brilló a principios de noviembre de 1572; al ser visto por primera vez, era tan brillante como Venus en su máxima luminosidad. De hecho, podía ser visto a plena luz del día por personas de buena vista. Según lo que nos cuenta la historia, ninguna otra estrella temporal ha sido nunca tan brillante como esta. Está especialmente asociada al nombre de Tycho Brahe, ya que, aunque no fue su descubridor, realizó las mejores observaciones del objeto y demostró que se encontraba a una distancia comparable a la de las estrellas fijas ordinarias. Tycho describió con detalle el declive gradual de la maravillosa estrella hasta que desapareció de su campo de visión hacia finales de marzo de 1574; el telescopio, con el cual sin duda se podría haber seguido su evolución, aún no había sido inventado. Durante su declive, el color del objeto cambió gradualmente: al principio era blanco, y poco a poco se volvió amarillo; en la primavera de 1573, adquirió un tono rojizo, similar al de Aldebarán. Alrededor de mayo de 1573, se dice de manera algo enigmática que “se volvió como el plomo, o algo parecido a Saturno”, y así permaneció mientras fue visible. ¡Qué cantidad de información nos proporcionarían nuestros espectróscopos modernos y otros instrumentos si una estrella tan magnífica surgiera en estos tiempos!

Pero aunque en nuestra época no hemos tenido la suerte de ver una estrella temporal tan espléndida como la que vieron Tycho Brahe y sus…

Entre nuestros contemporáneos, ha sido nuestro privilegio ser testigos de varios brotes menores de este tipo. Parece probable que deberíamos contar con más registros de estrellas temporales de épocas pasadas si se hubiera mantenido una mejor vigilancia sobre ellas. Al menos esa es la impresión que tenemos al ver cómo varias de las estrellas modernas de este tipo casi nos han pasado desapercibidas por completo, a pesar del gran número de telescopios que ahora apuntan al cielo en cada noche clara.

En 1866 apareció de repente una estrella de segunda magnitud en la constelación de la Corona Boreal. Fue vista por primera vez el 12 de mayo, y unos días después comenzó a debilitarse. Los mapas del cielo septentrional elaborados por Argelander ya se habían publicado algunos años antes, y cuando se determinó con precisión la posición de la nueva estrella, se comprobó que era idéntica a una estrella de aspecto insignificante marcada en uno de los mapas como de 9½ magnitud. La estrella sigue existiendo en el mismo lugar hasta el día de hoy, y mantiene la misma magnitud que tenía antes de su brote espasmódico en 1866. Esta fue la primera estrella nueva que se examinó espectroscópicamente. En el capítulo XXIII daremos un breve resumen de las características de su espectro.

La siguiente de estas estrellas brillantes temporales, Nova Cygni, fue avistada por primera vez por Julius Schmidt en Atenas el 24 de noviembre de 1876; en ese momento tenía entre la tercera y la cuarta magnitud. Él sostiene que no podía haber sido visible cuatro días antes, cuando observaba la misma constelación. Por alguna negligencia, la noticia del descubrimiento no se difundió adecuadamente, y la estrella no fue observada en otros lugares durante unos diez días, para cuando ya se había vuelto considerablemente más débil. La disminución de su brillo ocurrió muy lentamente; en octubre de 1877, la estrella solo tenía la décima magnitud, y siguió debilitándose hasta alcanzar la decimoquinta magnitud; en otras palabras, se convirtió en una estrella diminuta que solo puede verse con telescopio, y sigue estando en el mismo lugar. Dado que esta estrella no llegó a la primera ni a la segunda magnitud, probablemente habría pasado completamente desapercibida de no ser porque Schmidt decidió observar la constelación del Cisne aquella noche en particular.

Es poco probable que pasemos por alto la aparición de una nueva estrella, ya que los astrónomos han puesto a su disposición las cámaras fotográficas. Esto se hizo evidente en 1892, cuando apareció la última estrella temporal notable en la constelación de Auriga. El 24 de enero, el doctor Anderson, un astrónomo de Edimburgo, observó una estrella amarillenta de quinta magnitud en la constelación de Auriga; una semana después, tras comparar un mapa estelar con el cielo y asegurarse de que el objeto era realmente una nueva estrella, dio a conocer su descubrimiento. En el caso de esta estrella, podemos determinar con bastante precisión el momento en que comenzó a brillar. Durante el estudio fotográfico regular del cielo realizado en el Observatorio del Harvard College (Cambridge, Massachusetts), la región del cielo donde apareció la nueva estrella fue fotografiada en trece noches, desde el 21 de octubre hasta el 1 de diciembre de 1891, y en doce noches, desde el 10 de diciembre hasta el 20 de enero de 1892. En la primera serie de placas no había rastro de la nova, mientras que sí se podía ver en la primera placa de la segunda serie como una estrella de quinta magnitud. Afortunadamente, resultó que el profesor Max Wolf de Heidelberg, un fotógrafo celestial muy exitoso, había fotografiado la misma región el 8 de diciembre; en esa fotografía no se veía la estrella, por lo que no podía haber sido tan brillante como de novena magnitud esa noche. Por lo tanto, la Nova Auriga debió haber surgido repentinamente entre el 8 y el 10 de diciembre. Según las fotografías de Harvard, el primer máximo de brillo ocurrió alrededor del 20 de diciembre, cuando su magnitud era de 4-1/2. La disminución de su brillo fue muy irregular: la estrella fluctuó durante las cinco semanas siguientes al 1 de febrero entre la cuarta y la sexta magnitud; pero después del inicio de marzo de 1892, su brillo disminuyó rápidamente, y a finales de abril se veía como una estrella extremadamente tenue (de decimosexta magnitud) mediante el gran refractor de Lick. Cuando este poderoso instrumento volvió a dirigirse hacia la nova en agosto del año siguiente, su brillo ya había aumentado casi hasta la décima magnitud; posteriormente, volvió a hacerse extremadamente tenue, y así sigue siendo hasta hoy. Las estrellas temporales y variables constituyen solo una pequeña parte del inmenso número de estrellas que adornan el firmamento.

El sol no es más que una estrella, y las estrellas no son menos que soles; esta es una doctrina fundamental de la astronomía. La imponente grandeza de esta verdad solo se comprende cuando intentamos estimar las innumerables miríadas de estrellas. Este es un problema para el cual nuestros cálculos son necesariamente vanos. Por lo tanto, invoquemos la ayuda del poeta para intentar expresar lo incontable, y concluyamos este capítulo con las siguientes líneas del señor Allingham:

“Pero cuenta cada grano de arena,
dondequiera que la ola salada toque la tierra;
cuenta en gotas individuales al mar;
cuenta las hojas de cada árbol,
cuenta a los seres vivos de la tierra, todos
los que corren, vuelan, nadan o se arrastran;
de arenas, gotas, hojas y vidas, la suma
formará una cantidad inmensa,
y entonces, para cada uno de ellos,
que un sol ardiente gire en los cielos sin límites,
con sus planetas masivos, para trascender
toda visión, todo pensamiento: porque todo lo que vemos
rodeado de infinito
no es más que una isla.”

CAPÍTULO XX.
ESTRELLAS DOBLES.
Objetos estelares interesantes — Estrellas dobles ópticamente — El gran descubrimiento de las estrellas binarias por Herschel — Las estrellas binarias describen trayectorias elípticas — ¿Por qué es esto tan importante? — La ley de la gravedad — Estrellas dobles especiales — Castor — Mizar — Las estrellas dobles de color — β Cygni.

Los cielos estelares contienen pocos objetos más interesantes para el telescopio que los que se encuentran en la numerosa categoría de estrellas dobles. Se cuentan por miles; de hecho, se pueden encontrar muchos miles en los catálogos dedicados a esta rama especial de la astronomía. Muchos de estos objetos son, sin duda, pequeños y relativamente poco interesantes, pero algunos de ellos se encuentran entre las estrellas más conspicuas del cielo, como Sirio, cuyo sistema ya hemos descrito. En este breve resumen seleccionaremos para discusión e ilustración especial a algunas de las estrellas dobles más notables. Prestaremos especial atención a aquellas que pueden observarse fácilmente con un telescopio pequeño, y en los bocetos de las constelaciones del capítulo anterior indicamos cómo se pueden determinar las posiciones de estos objetos en el cielo.

Cassini demostró en 1678 que ciertas estrellas, que a simple vista parecían puntos de luz individuales, en realidad estaban formadas por dos o más estrellas, tan cerca unas de otras que se necesitaba un telescopio para separarlas. [36] El número de estos objetos aumentó gradualmente gracias a nuevos descubrimientos, hasta que en 1781 (el mismo año en que Herschel descubrió Urano) el astrónomo Bode publicó una lista que contenía ochenta estrellas dobles. Estos interesantes objetos captaron la atención de Herschel durante sus memorables investigaciones. La lista de estrellas dobles conocidas creció rápidamente. Los descubrimientos de Herschel se cuentan por cientos, y además comenzó a realizar mediciones sistemáticas de la distancia.

la distancia entre las estrellas, así como la dirección en la que apuntaba la línea que las unía. Fueron estas mediciones las que, en última instancia, condujeron a uno de los descubrimientos más importantes e instructivos de Herschel. Con el paso de los años, al repetir sus observaciones, Herschel descubrió que, en algunos casos, la posición relativa de las estrellas había cambiado. Esto lo llevó a descubrir que, en muchas de las estrellas dobles, sus componentes están tan relacionados entre sí que giran alrededor uno del otro. Hay que destacar la importancia de este resultado. Debemos recordar que las estrellas son soles, comparables, quizás, en magnitud a nuestro sol; por lo que aquí tenemos el asombroso espectáculo de pares de soles en rotación mutua. No hay nada realmente sorprendente en el hecho de que se observen movimientos, ya que es muy probable que todo cuerpo en el universo esté en movimiento. Lo que resulta especialmente interesante e instructivo es la naturaleza particular de ese movimiento.

Se había imaginado que la proximidad de las dos estrellas que forman una estrella doble era solo casual. Se pensaba que, entre la inmensa cantidad de estrellas en el cielo, no era raro que una estrella estuviera tan cerca de otra (según se ve desde la Tierra) que, al observarlas con un telescopio, producían el efecto de una estrella doble. Sin duda, muchas de las llamadas estrellas dobles se forman de esta manera. El descubrimiento de Herschel demuestra que esta explicación no siempre es válida, sino que, en muchos casos, realmente tenemos dos estrellas muy cercanas entre sí, en movimiento alrededor de su centro de gravedad común.

Cuando, a lo largo de muchos años, se acumularon las mediciones de las distancias y posiciones de las estrellas dobles, los matemáticos se hicieron cargo de tratarlas con sus métodos. Existe una particularidad en las observaciones de estrellas dobles: no tienen —y no pueden tener— la precisión que exige el cálculo de una órbita. Si la distancia entre el par de estrellas que forma un sistema binario es de cuatro segundos de arco, la órbita que debemos analizar tiene un tamaño similar al de una moneda a una milla de distancia. Sería necesario realizar mediciones muy precisas para poder distinguir la forma de una moneda a esa distancia, incluso con buenos telescopios. Si la moneda estuviera ligeramente inclinada, no aparecería circular, sino ovalada; y sería…

Es posible, midiendo este óvalo, determinar cuánto estaba inclinado el centavo. Todo esto requiere un trabajo hábil: los errores, vistos en sí mismos, pueden no ser grandes, pero si se los considera en relación con el tamaño total de las cantidades que se analizan, son muy apreciables. Por lo tanto, encontramos que los errores de observación son mucho más pronunciados en observaciones de esta clase que lo que suele ocurrir cuando el matemático se encarga de analizar el trabajo del observador.

La interpretación del descubrimiento de Herschel no fue realizada por él mismo; la luz de las matemáticas iluminó sus observaciones de las estrellas binarias gracias a Savary y, posteriormente, a otros matemáticos. Mediante sus investigaciones minuciosas, se revelaron los errores en las mediciones, y las observaciones se purificaron de su mayor parte de imprecisión. Los matemáticos pudieron entonces aplicar a esos datos corregidos los métodos de investigación con los que estaban familiarizados; pudieron deducir con una precisión razonable la forma real de la órbita de las estrellas binarias y la posición del plano en el que se encuentra dicha órbita. El resultado es realmente notable. Se ha demostrado que el movimiento de cada una de las estrellas se realiza en una elipse cuyo foco contiene el centro de gravedad de las dos estrellas. Esto se ha comprobado como cierto en muchas estrellas binarias; se cree que lo es en todas. Pero, ¿por qué es esto tan importante? ¿Acaso el movimiento en elíptica no es algo bastante común? ¿No gira la Tierra en una elipse alrededor del Sol? ¿Y acaso los planetas también no giran en elípticas?

Es precisamente este hecho de que el movimiento elíptico sea tan común en los planetas del sistema solar lo que hace que su descubrimiento en las estrellas binarias sea tan importante. ¿De dónde proviene el movimiento elíptico en el sistema solar? ¿No se debe a la ley de la atracción, descubierta por Newton, que establece que toda masa atrae a toda otra masa con una fuerza que varía inversamente con el cuadrado de la distancia? Esa ley de la atracción se había comprobado que permeaba todo el sistema solar, y explicaba los movimientos de los cuerpos de nuestro sistema con una fidelidad asombrosa. Pero el sistema solar, compuesto por el Sol y los planetas, junto con sus satélites, los cometas y una multitud de cuerpos más pequeños, formaba simplemente un pequeño grupo de islas en el universo. En la estructura de este…

Una diminuta isla cósmica donde la ley de la gravedad reina suprema; antes del descubrimiento de Herschel, nunca podríamos haber sabido si esa ley no era simplemente una norma local, creada especialmente para las necesidades de nuestro sistema particular. Este descubrimiento nos proporcionó el conocimiento que no podríamos haber obtenido de ninguna otra fuente. De las estrellas binarias llegó un susurro a través del vasto abismo del espacio. Ese susurro nos indicó que la ley de la gravedad no era algo propio únicamente del sistema solar. Nos dijo que esa ley se extendía hasta las lejanas orillas del abismo en el que se encuentra nuestra “isla”. Nos da motivos para creer que la ley de la gravedad es obedecida en toda la extensión, anchura y profundidad de todo el universo visible.

Una de las mejores estrellas binarias es la conocida como Castor, la más brillante de las dos estrellas principales de la constelación de Géminis. La posición de Castor en el cielo se indica en la Figura 86, página 418. Vista a simple vista, Castor parece ser una sola estrella; pero con un telescopio razonablemente bueno se descubre que lo que parece ser una estrella es en realidad dos estrellas separadas, una de las cuales tiene una magnitud de tercera categoría, mientras que la otra es ligeramente menos brillante. La distancia angular entre estas dos estrellas en el cielo no es tan grande como el ángulo que forma una línea de una pulgada de longitud vista a una distancia de media milla. Castor es una de las estrellas dobles cuyos componentes han sido observados con movimiento de rotación. Sin embargo, ese movimiento es extremadamente lento, y serán necesarios siglos antes de que se complete una rotación completa.

Se puede identificar fácilmente una hermosa estrella doble en la constelación de Ursa Major (ver Figura 80, página 410). Se conoce como Mizar, y es la estrella central (ζ) de las tres que forman la cola. Muy cerca de Mizar se encuentra la pequeña estrella Alcor, que se puede ver fácilmente a simple vista; pero cuando hablamos de Mizar como una estrella doble, no significa que Alcor sea uno de sus componentes. Bajo el poder ampliador del telescopio, se ve que Alcor está situada a una gran distancia de Mizar, mientras que Mizar misma se divide en dos “soles” muy cercanos entre sí. Estos componentes tienen respectivamente una magnitud de segunda y cuarta categoría, y como la distancia aparente es casi tres veces mayor que en el caso de Castor,…

Se puede observar fácilmente incluso con un telescopio pequeño. De hecho, se trata de la mejor estrella doble en el cielo para que los principiantes comiencen sus observaciones. Sin embargo, no podemos afirmar que Mizar sea una estrella binaria, ya que las observaciones aún no han demostrado la existencia de un movimiento de rotación. Tampoco podemos decir si Alcor también forma parte del mismo grupo, o si simplemente es una estrella que casualmente se encuentra casi en línea de visión. Observaciones espectroscópicas recientes han mostrado que la componente más grande de Mizar es a su vez una estrella doble, compuesta por un par de soles tan cercanos entre sí que no existe la más mínima posibilidad de poder verlos separadamente, ni siquiera con el telescopio más potente del mundo.

Una clase interesante de estrellas dobles es aquella en la que se observa el fenómeno notable de colores que difieren de manera marcada de los colores de las estrellas ordinarias. En estas últimas, en la gran mayoría de los casos, no se encuentra un color muy característico; algunas, sin embargo, tienen un tono más o menos rojizo, otras son claramente rojizas y otras son intensamente rojas. Las estrellas de color azulado o verdoso son mucho más raras[37], y cuando aparece una estrella de este tipo, casi siempre lo hace como una de las dos que forman una pareja doble. La otra estrella de la pareja a veces tiene el mismo tono, pero más frecuentemente es amarilla o rojiza.

Uno de los objetos más hermosos de este tipo, que está al alcance de telescopios de capacidad bastante moderada, es el que se encuentra en la constelación del Cisne y conocido como β Cygni (Fig. 91). Este exquisito objeto está compuesto por dos estrellas. La más grande, de magnitud aproximadamente tres, tiene un color dorado-amarillo, o topacio; la más pequeña, de magnitud seis, es de color azul claro. Estos colores son casi complementarios, pero no cabe duda de que el efecto no se debe únicamente al contraste. Que ambas estrellas tienen los tonos que hemos mencionado puede demostrarse ocultando cada una de ellas sucesivamente detrás de una barrera colocada en el campo de visión. Esto también ha sido confirmado de manera muy contundente mediante investigaciones espectroscópicas; pues vemos que la estrella azul ha experimentado una absorción especial de los rayos rojos, mientras que la luz más rojiza de la otra estrella proviene de la absorción

de los rayos azules. El contraste de los colores en este objeto a menudo puede observarse de manera muy efectiva al poner el ocular fuera de foco. Los discos que se producen así muestran el contraste de colores mejor que cuando el telescopio muestra simplemente dos puntos estelares.

Estas son algunas de estas estrellas dobles y múltiples. Su número aumenta año tras año; de hecho, un observador —el señor Burnham, anteriormente miembro del personal del Observatorio Lick y ahora observador en el Observatorio Yerkes— ha añadido mediante sus propias investigaciones más de 1.000 nuevas estrellas dobles a la lista de las ya conocidas.

El interés por esta clase de objetos debe necesariamente incrementarse cuando reflexionamos que, por pequeñas que parezcan las estrellas en nuestros telescopios, en realidad son soles de gran tamaño y esplendor, que en muchos casos rivalizan con nuestro propio sol o, quizás, incluso lo superan. No podemos saber si estos soles tienen planetas que los acompañen; la luz reflejada por los planetas sería totalmente insuficiente para penetrar la inmensa extensión del espacio que nos separa de las estrellas. Si hay planetas que rodean a estos objetos, entonces, en lugar de un solo sol, dichos planetas serán iluminados por dos, o quizás incluso por más soles. ¡Qué efectos maravillosos de luz y sombra deben resultar de ello! A veces ambos soles estarán juntos por encima del horizonte, otras veces solo uno, y otras veces ambos estarán ausentes. Especialmente notable sería la situación de un planeta cuyos soles fueran de tipo colorido. Hoy tenemos un sol rojo iluminando los cielos; mañana será un sol azul, y quizás al día siguiente tanto el sol rojo como el sol azul estarán juntos en el firmamento. ¡Qué variedad infinita de paisajes sugiere tal idea! Sin embargo, existen graves razones dinámicas para dudar de que las condiciones bajo las cuales podría existir tal planeta pudieran ser compatibles con una vida similar, aunque sea en grado alguno, a la vida con la que estamos acostumbrados. El problema del movimiento de un planeta bajo la influencia de dos soles es uno de los más difíciles que se han planteado jamás a los matemáticos, y de hecho es imposible, con el estado actual del análisis, resolver con precisión todas las cuestiones que implica. No parece nada improbable que las perturbaciones en la órbita del planeta

Sería maravilloso que estuviera expuesto a las vicisitudes de la luz y de la temperatura que van mucho más allá de las que experimenta un planeta que se mueve, como la Tierra, bajo el control absoluto de un único sol.

CAPÍTULO XXI.
LAS DISTANCIAS DE LAS ESTRELLAS.
La línea de sondeo en el espacio: los trabajos de Bessel; el significado de la paralaje anual;
la precisión de la elipse paraláctica ilustrada; el caso de 61 Cygni; las diferentes estrellas de comparación utilizadas; el movimiento propio de la estrella; las investigaciones de Struve; ¿se pueden reconciliar?; investigaciones en Dunsink; conclusión obtenida; la precisión que admiten tales observaciones examinada; el movimiento propio de 61 Cygni; la permanencia de los cielos estelares; la nueva estrella en Cygnus; su historia; ausencia de paralaje apreciable; un intenso estallido de luz; el movimiento del sistema solar a través del espacio; el descubrimiento de Herschel; el viaje hacia Lyra; probabilidades.

Hace tiempo que conocemos las dimensiones del sistema solar con más o menos precisión. Nuestro conocimiento incluye las distancias de los planetas y los cometas desde el sol, así como sus movimientos. También contamos con un conocimiento considerable sobre los diámetros y masas de muchos de los cuerpos que forman parte del sistema solar. De hecho, ya conocemos desde hace tiempo muchos detalles sobre este grupo de cuerpos que se encuentran bajo la protección del sol. El problema que se aborda en este capítulo implica una exploración aún más amplia que la necesaria para medir nuestro sistema solar. Proponemos extender esa línea de sondeo a través del vasto abismo que separa al grupo de cuerpos cercanos al sol de las demás estrellas dispersas por el espacio. Durante siglos, el gran problema de la distancia de las estrellas ha captado la atención de quienes han estudiado los cielos. Sería imposible aquí siquiera esbozar las diversas investigaciones que se han realizado sobre este tema. En el análisis limitado que podemos hacer, primero debemos echar un vistazo a los notables esfuerzos especulativos dirigidos a resolver este problema, y luego haremos referencia a aquellos trabajos que han llevado este problema al ámbito de la astronomía precisa.

Ninguna tentativa de resolver el problema de las distancias absolutas de las estrellas tuvo éxito hasta muchos años después de que se cerraran los laboratorios de Herschel. Nuevas generaciones de astrónomos, equipados con nuevos instrumentos, han dedicado muchos años a estudiar este tema con incansable diligencia, pero durante mucho tiempo los esfuerzos parecían sin esperanza. Las distancias de las estrellas eran tan grandes que no podían determinarse hasta que los más altos niveles de perfección en la técnica mecánica y los métodos matemáticos más elaborados se emplearon para superar esa dificultad. Finalmente, se descubrió que el problema comenzaba a dar resultados. Algunas estrellas revelaron el secreto de su distancia. Podemos dar alguna respuesta a la pregunta: ¿A qué distancia están las estrellas?, aunque hay que admitir que nuestra respuesta hasta el momento actual es tanto vacilante como imperfecta. Incluso el escaso conocimiento obtenido posee interés e importancia. Como suele ocurrir en casos similares, el descubrimiento de la distancia de una estrella se realizó de forma independiente, más o menos al mismo tiempo, por dos o tres astrónomos. El nombre de Bessel destaca de manera notable en este memorable capítulo de la astronomía. Bessel demostró (en 1840) que la distancia de la estrella conocida como 61 Cygni era una cantidad medible. Su demostración contaba con una lógica tan irrefutable que no se podía negar su validez. Casi simultáneamente con los trabajos clásicos de Bessel, tenemos la medición de la distancia de Vega realizada por Struve, y la determinación de la distancia de la estrella del sur α Centauri por Henderson. Estos descubrimientos despertaron gran interés en el mundo astronómico, y la Real Sociedad Astronómica otorgó su medalla de oro a Bessel. Fue apropiado que fuera Sir John Herschel quien pronunciara el discurso con motivo de la entrega de la medalla: ese discurso constituye un homenaje muy elocuente a los esfuerzos de esos tres astrónomos. No podemos resistirnos a citar las pocas líneas en las que Sir John dijo:
“Señores de la Real Sociedad Astronómica: les felicito a ustedes y a mí mismo por haber vivido lo suficiente como para ver cómo se superaba esa gran barrera, hasta entonces insuperable, en nuestro camino hacia el universo estelar; esa barrera contra la cual nos hemos estrellado durante tanto tiempo y de forma tan inútil —æstuantes angusto limite mundi—, y que fue superada casi simultáneamente en tres puntos diferentes. Es el mayor y más glorioso triunfo que la astronomía práctica haya presenciado jamás. Quizás no debería hablar con tanta vehemencia; quizás debería reservarme algo de cautela, dada la remota posibilidad de que todo esto sea solo…”

ilusión, y que las futuras investigaciones, como ya ha ocurrido en repetidas ocasiones, podrían ahora fracasar en sustentar este noble resultado. Pero confieso ser incapaz de mostrar tal prudencia en medio de tanta emoción. Mejor aceptemos los augurios positivos de este momento y confiemos en que, a medida que la barrera comienza a ceder, será rápidamente derribada por completo.

Antes de continuar, será conveniente explicar brevemente cómo se puede medir la distancia de una estrella. El problema es de carácter completamente diferente al de la distancia del sol, que ya hemos discutido en estas páginas. Las observaciones para determinar la paralaje estelar se basan en el hecho bien conocido de que la Tierra gira alrededor del sol. Para nuestros propósitos actuales, podemos suponer que la Tierra describe un camino circular. El centro de ese camino se encuentra en el centro del sol, y el radio del camino es de 92,900,000 millas. Debido a nuestra posición en la Tierra, observamos las estrellas desde un punto de vista que cambia constantemente. En verano, la Tierra está a 185,800,000 millas de la posición que ocupaba en invierno. Por lo tanto, las posiciones aparentes de las estrellas, proyectadas sobre el fondo del cielo, deben presentar cambios correspondientes. No queremos decir con esto que las posiciones reales de las estrellas se desplacen realmente. Los cambios son solo aparentes, y, al no darnos cuenta de nuestro propio movimiento, que es el que provoca esos desplazamientos, los atribuimos a las estrellas.

En el diagrama de la Figura 93 hay una elipse en cuya circunferencia están marcados ciertos meses: enero, abril, julio y octubre. Esta elipse puede considerarse como una imagen en miniatura de la órbita terrestre alrededor del sol. En enero, la Tierra se encuentra en el punto así marcado; en abril, ha recorrido una cuarta parte del trayecto total; y así sucesivamente, completando todo el círculo y regresando a su posición original en el transcurso de un año. Cuando miramos desde la posición de la Tierra en enero, vemos la estrella A proyectada sobre el punto del cielo marcado como 1. Tres meses después, el observador, con su telescopio, se encuentra en abril; pero ahora ve la estrella proyectada en la posición marcada como 2. Así, a medida que el observador recorre toda la órbita durante la revolución anual de la Tierra, la estrella parece moverse en forma de elipse sobre el fondo del cielo. En el lenguaje técnico de los astrónomos, a esto lo llamamos elipse paraláctica, y es mediante la medición del eje mayor de esta

Elipse que nos permite determinar la distancia de la estrella del sol. La mitad de este eje mayor, o, lo que es lo mismo, el ángulo que subtende el radio de la órbita terrestre visto desde la estrella, se denomina “paralaje anual” de la estrella.

La figura muestra otra estrella, b, más distante de la tierra y del sistema solar en general que la estrella considerada anteriormente. Esta estrella también describe una trayectoria elíptica. No podemos dejar de observar, sin embargo, que la elipse paraláctica correspondiente a b es mucho más pequeña que la de a. La diferencia en los tamaños de las elipses se debe a las diferentes distancias de las estrellas de la tierra. Cuanto más cerca está una estrella de la tierra, mayor es su elipse; así, la estrella más cercana en el cielo describirá la elipse más grande, mientras que la estrella más lejana describirá la elipse más pequeña. Vemos, pues, que la distancia de la estrella es inversamente proporcional al tamaño de la elipse, y si medimos el valor angular del eje mayor de la elipse, entonces, mediante un cálculo matemático sumamente sencillo, la distancia de la estrella puede expresarse como un múltiplo del radio de la órbita terrestre. Suponiendo que ese radio sea de 92.900.000 millas, la distancia de la estrella se obtiene mediante cálculos aritméticos simples. La dificultad en este proceso radica en el hecho de que estas elipses son tan pequeñas que nuestros micrómetros a menudo no logran detectarlas.

¿Cómo podemos describir adecuadamente la extrema pequeñez de las elipses paralácticas en el caso incluso de las estrellas más cercanas? En el lenguaje técnico de los astrónomos, podemos afirmar que el diámetro más largo de la elipse nunca forma un ángulo superior a uno y medio segundos. De una manera algo más sencilla, diríamos que mil veces el eje mayor de la elipse paraláctica más grande no sería tan grande como el diámetro de la luna llena. Para una ilustración aún más simple, intentemos imaginar una moneda colocada a una distancia de dos millas. Si se observa de lado, tendrá forma lineal; si se inclina un poco, será elíptica; pero esa elipse, incluso a esa distancia, sería mayor que la elipse paraláctica más grande de cualquier estrella en el cielo. Supongamos una esfera que rodea a un observador, con un radio de dos millas. Si se colocara una moneda sobre esta esfera, delante de cada una de las estrellas, todas las elipses paralácticas quedarían completamente ocultas.

La estrella en el Cisne conocida como 61 Cygni tampoco destaca ni por su tamaño ni por su brillo. Apenas es visible a simple vista, y existen algunos miles de estrellas que son aparentemente más grandes y brillantes. Sin embargo, es un ejemplo muy interesante de esa notable clase de objetos conocidos como estrellas dobles. Consiste en dos estrellas casi iguales que se encuentran muy cerca una de la otra y que evidentemente están conectadas por una fuerza de atracción mutua. La atención de los astrónomos también se dirige especialmente hacia esta estrella debido a su gran movimiento propio. Gracias a ese movimiento propio, las dos componentes se desplazan juntas por el cielo a una velocidad de cinco segundos al año. Un movimiento propio de esta magnitud es extremadamente raro; sin embargo, no decimos que sea único, ya que existen algunas pocas estrellas que tienen un movimiento propio aún más rápido. Pero el notable carácter dual de 61 Cygni, combinado con su gran movimiento propio, la convierte, en todo caso, en un objeto único en el hemisferio norte.

Cuando Bessel decidió emprender la gran investigación con la cual su nombre quedará para siempre asociado, decidió dedicar uno, dos o tres años a las observaciones continuas de una sola estrella, con el fin de medir cuidadosamente su elipse paraláctica. ¿Cómo iba a seleccionar ese objeto?

¿En qué estrella había que invertir tanto esfuerzo? Era de suma importancia elegir una estrella lo suficientemente cercana como para recompensar sus esfuerzos al mostrar una paralaje medible. Sin embargo, solo podía contar con conjeturas y analogías como guía. Se le ocurrió que las características excepcionales de 61 Cygni ofrecían la presunción necesaria, y decidió aplicar el proceso de observación a esta estrella. Dedicó la mayor parte de tres años a este trabajo y logró determinar su distancia desde la Tierra.

Desde la fecha del discurso de Sir John Herschel, 61 Cygni ha recibido la atención constante y casi ininterrumpida de los astrónomos. De hecho, podríamos decir que cada generación posterior emprende un nuevo análisis de la distancia de esta estrella, con el objetivo de confirmar o criticar el descubrimiento original de Bessel. El diagrama presentado aquí (Fig. 94) tiene como finalidad ilustrar la historia reciente de 61 Cygni.

Cuando Bessel inició sus investigaciones, la pareja de estrellas que formaban el sistema doble se encontraba en la posición indicada en el diagrama con la fecha de 1838. La siguiente etapa ocurrió quince años después, cuando Otto Struve realizó sus estudios, y para entonces la pareja de estrellas había avanzado hasta la posición marcada como 1853. Finalmente, cuando el mismo objeto fue observado recientemente en el Observatorio Dunsink, la pareja había avanzado aún más, hasta la posición indicada con la fecha de 1878. Así, en cuarenta años, esta estrella doble había recorrido un arco en el cielo de más de tres minutos de longitud. En realidad, su trayectoria es más complicada que un movimiento rectilíneo simple. Las dos estrellas que forman el sistema doble tienen una cierta velocidad relativa, debido a su atracción mutua. No será necesario tener esto en cuenta, ya que el desplazamiento que se produce en el transcurso de un año es demasiado pequeño como para causar cualquier efecto perjudicial en la elipse paraláctica.

Sin embargo, el caso de 61 Cygni es excepcional. Es una de nuestras vecinas más cercanas en el cielo. Nunca podremos determinar con precisión su distancia, ni siquiera con un margen de uno o dos mil millones de millas; pero aun así tenemos la certeza de que existe…

Incertidumbre: veinte mil millones representa un porcentaje demasiado alto del total. En breve demostraremos que creemos que Struve tenía razón, pero eso no implica necesariamente que Bessel estuviera equivocado. La Figura 94: 61 Cygni y las estrellas de comparación. Este aparente paradoja puede explicarse fácilmente. No sería tan fácil de explicar si Struve hubiera utilizado la misma estrella de comparación que Bessel; pero la estrella de comparación de Struve era diferente a cualquiera de las de Bessel, y esto es probablemente la causa de la discrepancia. Cabe recordar que la esencia del proceso consiste en comparar la pequeña elipse formada por la estrella distante con la elipse más grande formada por la estrella más cercana. Si las dos estrellas estuvieran a la misma distancia, el proceso sería completamente inaplicable. En tal caso, sin importar cuán cerca estuvieran las estrellas de la Tierra, no se podría detectar ninguna paralaje. Para que el método sea completamente exitoso, la estrella de comparación debería estar al menos ocho veces más lejos que la estrella principal. Teniendo esto en cuenta, es perfectamente posible reconciliar las mediciones de Bessel con las de Struve. Solo necesitamos suponer que las estrellas de comparación de Bessel están a unos tres veces la distancia de 61 Cygni, mientras que la estrella de comparación de Struve está al menos ocho o diez veces más lejos. Podemos añadir que, dado que las estrellas de comparación utilizadas por Bessel son más brillantes que la de Struve, realmente existe la presunción de que esta última es la más distante de las tres.

Tenemos aquí una característica distintiva de este método para determinar la paralaje. Incluso si todas las observaciones y los cálculos relacionados con una serie de paralajes fueran matemáticamente correctos, no podríamos describir el resultado final como la paralaje de una estrella en sentido estricto. Se trata únicamente de la diferencia entre la paralaje de esa estrella y la de la estrella de comparación. Por lo tanto, solo podemos afirmar que la paralaje buscada no puede ser menor que la cantidad determinada. Visto de esta manera, la discrepancia entre Struve y Bessel desaparece. Bessel sostuvo que la distancia a 61 Cygni no podía ser superior a sesenta mil millones de millas. Struve no lo contradijo; por el contrario, lo confirmó al demostrar que dicha distancia no podía superar los cuarenta mil millones de millas.

Han transcurrido casi medio siglo desde que Struve realizó sus observaciones. Esas observaciones han sido ciertamente cuestionadas, pero en general han sido confirmadas por otras investigaciones. En una revisión crítica del tema, Auwers demostró que la determinación de Struve merece una confianza considerable. No obstante, a pesar de este dictamen autorizado, el estudio de 61 Cygni se ha reanudado en repetidas ocasiones. El Dr. Brünnow, cuando era Astrónomo Real de Irlanda, inició una serie de observaciones sobre la paralaje de 61 Cygni, las cuales fueron continuadas y completadas por el presente autor, su sucesor. Brünnow eligió una cuarta estrella de comparación (marcada en el diagrama), diferente a cualquiera de las utilizadas por los observadores anteriores. El método de observación empleado por Brünnow era muy distinto al de Struve, aunque en ambos casos se utilizó el micrómetro de filamento. Brünnow intentó determinar la elipse paraláctica midiendo la diferencia de declinación entre 61 Cygni y la estrella de comparación.[38] A lo largo de un año, se observa que la diferencia de declinación experimenta cambios periódicos, y a partir de esos cambios se puede calcular la elipse paraláctica. En la primera serie de observaciones medí la diferencia de declinación entre la estrella anterior de 61 Cygni y la estrella de comparación; en la segunda serie utilicé la otra estrella de 61 Cygni y la misma estrella de comparación. De este modo, tuvimos dos determinaciones completamente independientes de la paralaje, fruto de dos años de trabajo. La primera de ellas permite…

la distancia es de cuarenta mil millones de millas, y el segundo valor da casi exactamente lo mismo. No puede haber duda de que este trabajo respalda la determinación de Struve para corregir la de Bessel; por lo tanto, quizás podamos resumir el estado actual de nuestro conocimiento sobre esta cuestión diciendo que la distancia de 61 Cygni está mucho más cerca de los cuarenta mil millones de millas que encontró Struve que de los sesenta mil millones que encontró Bessel.[39]

Es deseable proporcionar al lector los medios para formarse su propia opinión acerca de la calidad de las pruebas disponibles en tales investigaciones. El diagrama que se muestra en la Figura 95 fue elaborado con este propósito. Su objetivo es ilustrar la segunda serie de observaciones de la diferencia de declinación que realicé en Dunsink. Cada punto representa las observaciones de una noche. La altura del punto indica la diferencia de declinación observada entre 61 (B) Cygni y la estrella de referencia. La distancia a lo largo de la línea horizontal —o la abscisa, como la llamaría un matemático— representa la fecha. Estas observaciones se agrupan de manera más o menos regular en torno a una cierta curva. Esa curva indica dónde deberían haber estado las observaciones si hubieran sido absolutamente perfectas. Las distancias entre los puntos y la curva pueden considerarse como los errores cometidos al realizar las observaciones.

Tal vez se piense que, en muchos casos, estos errores han alcanzado dimensiones muy indeseables. Por lo tanto, debemos apresurarnos a decir que precisamente con el fin de mostrar estos errores se ha presentado este diagrama; tenemos que exponer tanto la debilidad del caso como su fortaleza. Sin embargo, los errores de las observaciones no son intrínsecamente tan grandes como podría imaginarse a primera vista. Para percibir esto, basta con interpretar la escala en la que se ha dibujado este diagrama en comparación con estándares conocidos. La distancia desde la parte más alta de la curva hasta la línea horizontal representa un ángulo de solo cuatro décimas de segundo. Esto equivale aproximadamente al diámetro aparente de una moneda a una distancia de diez millas. Ahora podemos evaluar la verdadera magnitud de los errores cometidos. Cabe señalar que ninguno de los puntos está muy alejado de la curva, más allá de la mitad de su altura. Por lo tanto, parece que

El mayor error en toda la serie de observaciones asciende a solo dos o tres décimas de segundo. Esto equivale a haber dirigido el telescopio hacia el borde superior de una moneda de un centavo, a quince o veinte millas de distancia, en lugar de hacia el borde inferior. No se trata de un gran error. Un equipo de tiradores cuyos errores al apuntar fueran cien veces mayores aún podría ganar fácilmente todos los premios en Bisley.

Hemos entrado con cierto detalle en la historia de 61 Cygni, porque es la estrella cuya distancia ha sido más estudiada. No decimos que 61 Cygni sea la más cercana de todas las estrellas; de hecho, sería muy imprudente afirmar que alguna estrella en particular sea la más cercana de los incontables millones que hay en el firmamento. Ciertamente conocemos una estrella que parece estar más cerca que 61 Cygni; se encuentra en una de las constelaciones del sur y su nombre es α Centauri. Esta estrella tiene, de hecho, un interés notable en la historia de este tema. Su paralaje fue determinada por primera vez en el Cabo de Buena Esperanza por Henderson; investigaciones posteriores confirmaron sus observaciones, y los detallados estudios del Dr. Gill demostraron que la paralaje de esta estrella es de aproximadamente tres cuartos de segundo, por lo que su distancia es solo dos tercios de la distancia de 61 Cygni.

61 Cygni captó nuestra atención, en primer lugar, por el hecho de que presentaba un gran movimiento propio de cinco segundos al año. También hemos determinado que la paralaje anual es de aproximadamente medio segundo. La combinación de estos dos datos conduce a un resultado de considerable interés: nos indica que 61 Cygni debe recorrer cada año una distancia no inferior a diez veces el radio de la órbita terrestre. Traduciéndolo a cifras cotidianas, sabemos que esta estrella debe desplazarse 920 millones de millas al año. Debe moverse entre dos y tres millones de millas por día, pero esto solo es posible manteniendo una velocidad prodigiosa de treinta millas por segundo. Parece no haber forma de evitar esta conclusión. Los hechos que hemos descrito, y que ahora están suficientemente establecidos, son incompatibles con la suposición de que la velocidad de 61 Cygni sea menor a treinta millas por segundo; la velocidad puede ser mayor, pero no puede ser menor.

Durante los últimos ciento cincuenta años sabemos que 61 Cygni se ha movido en la misma dirección y con la misma velocidad. Antes de la existencia del telescopio no contábamos con ninguna observación que nos guiara; por lo tanto, no podemos estar absolutamente seguros de la historia anterior de esta estrella. Sin embargo, es razonable suponer que 61 Cygni se ha movido desde tiempos remotos con una velocidad comparable a la que tiene actualmente. Si no existieran influencias perturbadoras, no podría haber duda alguna al respecto. No obstante, debe haber alguna influencia perturbadora; la única pregunta es si dicha influencia es suficiente para modificar seriamente la suposición que hemos hecho. Una influencia perturbadora poderosa podría alterar enormemente la velocidad de la estrella; podría desviarla de su curso rectilíneo; incluso podría obligarla a moverse en una órbita cerrada. No creemos, sin embargo, que sea necesario considerar ninguna influencia perturbadora de tal magnitud, y no puede haber duda razonable de que 61 Cygni se mueve actualmente por una trayectoria casi recta y con una velocidad casi uniforme.

Dado que la distancia de 61 Cygni al sol es de cuarenta mil millones de millas, y su velocidad es de treinta millas por segundo, es fácil calcular cuánto tiempo tarda la estrella…

Se necesitaría un tiempo equivalente a la distancia que hay desde esa estrella hasta el sol para poder completar un viaje hasta allí. El tiempo requerido sería de unos 40,000 años. En los últimos 400,000 años, 61 Cygni habrá recorrido una distancia diez veces mayor que su distancia actual del sol, sea cual sea la dirección de su movimiento. Por lo tanto, hace 400,000 años esta estrella debió estar aproximadamente diez veces más lejos de la Tierra de lo que está ahora. Aunque esta época es increíblemente remota en comparación con cualquier registro histórico, quizás no sea tan incomprensible en relación con la duración de la raza humana; en cambio, si se compara con el vasto transcurso del tiempo geológico, tales períodos parecen triviales e insignificantes. Los geólogos ya han rechazado hace tiempo la idea de que los fenómenos geológicos ocurran en meros miles de años; ahora sostienen que son necesarios millones, e incluso muchos millones de años, para que se produzcan dichos fenómenos. Si la Tierra ha existido durante los millones de años que afirman los geólogos, entonces resulta razonable que los astrónomos especulen sobre los fenómenos que han tenido lugar en el cielo durante períodos similares. Gracias a nuestro conocimiento de las distancias entre las estrellas, combinado con una velocidad supuesta de treinta millas por segundo, podemos intentar mirar hacia el pasado remoto y comprender cuán grandes han sido los cambios que parece haber experimentado nuestro universo.

En un millón de años, 61 Cygni habrá recorrido una distancia veinticinco veces mayor que su distancia actual del sol. Sea cual sea la dirección en la que se mueva 61 Cygni —ya sea hacia la Tierra o desde ella, hacia la derecha o hacia la izquierda—, hace un millón de años debió estar aproximadamente veinticinco veces más lejos de lo que está ahora. Pero incluso a su distancia actual, 61 Cygni es una estrella pequeña; si estuviera diez veces más lejos, solo podría verse con un buen telescopio; si estuviera veinticinco veces más lejos, apenas sería un punto visible incluso con nuestros telescopios más potentes.

Las conclusiones a las que se llegan respecto a 61 Cygni pueden aplicarse, con diferentes grados de énfasis, a otras estrellas. Esto nos lleva a la conclusión de que muchas de las estrellas que llenan el cielo aparentemente se mueven a baja velocidad. Pero este movimiento, aunque parezca lento, en realidad puede ser muy rápido. Cuando estamos en la orilla del mar y observamos un barco en el horizonte, apenas podemos notar que se está moviendo. Es cierto que, si volvemos a mirar después de unos minutos, podemos detectar ese movimiento.

cambio en su lugar; pero el movimiento del barco de vapor parece lento. Sin embargo, si estuviéramos cerca del barco de vapor, descubriríamos que se desplaza a una velocidad de muchas millas por hora. Es la distancia la que causa la ilusión. Lo mismo ocurre con las estrellas: parecen moverse lentamente porque están muy lejanas, pero si estuviéramos cerca de ellas, podríamos ver que, en la mayoría de los casos, su movimiento es mil veces más rápido que el del barco de vapor más veloz que haya surcado los océanos.

Así, parece que la permanencia de los cielos estelares y la fijidad de las constelaciones en sus posiciones relativas son solo efímeras. Cuando elevamos nuestra mirada a períodos de tiempo tan vastos como los que revelan las investigaciones geológicas, la durabilidad de las constelaciones desaparece. Con el paso de esas edades prodigiosas, las estrellas y las constelaciones se desvanecen gradualmente de la vista, para ser reemplazadas por otras de no mayor permanencia.

No es infrecuente que una investigación de paralaje resulte infructuosa. Se ha completado el trabajo, se han analizado y discutido las observaciones, y, sin embargo, no se puede obtener ningún valor para la paralaje. La distancia de la estrella es tan enorme que nuestra línea base, aunque mide casi doscientos millones de millas de largo, es demasiado corta para tener una relación apreciable con la distancia de la estrella. Incluso a partir de tales fracasos, a menudo se pueden extraer informaciones.

Permítanme ilustrar esto con un relato basado en mi propia experiencia en Dunsink. Ya hemos mencionado que el 24 de noviembre de 1876, un astrónomo muy conocido —el Dr. Schmidt, de Atenas— observó una nueva estrella brillante de tercera magnitud en la constelación de Cygnus. El 20 de noviembre, Nova Cygni era invisible. Nadie puede decir si apareció por primera vez el 21, 22 o 23; pero el 24 fue descubierta. Incluso entonces, su brillo parecía estar disminuyendo; por lo tanto, presumiblemente, alcanzó su máxima luminosidad en algún momento entre el 20 y el 24 de noviembre. Su aparición debió ser, pues, relativamente repentina, y no conocemos ninguna causa que explique tal fenómeno de manera más sencilla que una colisión gigantesca. La disminución de su brillo fue mucho más lenta que su aumento, y pasaron más de quince días antes de que la estrella volviera a ser insignificante: dos o tres días (o menos) para su aparición, dos o tres semanas

para el otoño. Sin embargo, incluso dos o tres semanas era poco tiempo para extinguir una conflagración tan poderosa. Es relativamente fácil proponer una explicación del estallido repentino; no es igualmente fácil comprender cómo pudo ser sofocada en unas pocas semanas. Una pieza de hierro de buen tamaño, fundida en una de nuestras fundiciones, tarda casi tanto en enfriarse como lo que hubiera sido necesario para atenuar los fuegos celestiales de Nova Cygni.

Sobre esta base, parecía razonable suponer que quizá Nova Cygni no era realmente una conflagración muy extensa. Pero, si ese fuera el caso, la estrella debía estar relativamente cerca de la Tierra, ya que presentaba un espectáculo tan brillante y atrajo tanta atención. Por lo tanto, parecía un objeto plausible para una investigación de paralaje; y en consecuencia, se realizaron una serie de observaciones hace algunos años en Dunsink. En aquel momento estaba demasiado ocupado con otros trabajos como para dedicar mucho esfuerzo a una investigación que, al final, podría resultar ser ilusoria. Simplemente realicé un número suficiente de mediciones micrométricas para comprobar si existía una gran paralaje. Ya se ha señalado cómo cada estrella parece describir una elipse paraláctica diminuta, como consecuencia del movimiento anual de la Tierra, y mediante la medición de esta elipse se puede determinar la paralaje —y, por lo tanto, la distancia— de la estrella. En circunstancias normales, cuando se investiga la paralaje de una estrella, es necesario medir su posición en su elipse en muchas ocasiones diferentes, distribuidas a lo largo de al menos un año completo. El método que adoptamos era mucho menos laborioso. Era lo suficientemente preciso como para comprobar si Nova Cygni tenía o no una gran paralaje, aunque quizá no fuera lo bastante delicado como para revelar una paralaje pequeña. En una fecha determinada, que se puede calcular fácilmente, la estrella se encuentra en un extremo de la elipse paraláctica, y seis meses después está en el otro extremo. Al elegir momentos adecuados del año para nuestras observaciones, podemos medir la estrella en esas dos posiciones cuando está más desviada por la paralaje. Fue mediante observaciones de este tipo como intenté detectar la paralaje de Nova Cygni. Su distancia desde una estrella vecina fue medida cuidadosamente con el micrómetro en las dos estaciones del año en las que, si existía paralaje, esas distancias deberían mostrarla.

La discrepancia era enorme; pero no se pudo detectar ninguna diferencia concreta entre estas distancias. Por lo tanto, las observaciones no lograron revelar la existencia de una elipse paraláctica; en otras palabras, la distancia de Nova Cygni era demasiado grande como para poder ser medida mediante este tipo de observaciones.

Es seguro que, si Nova Cygni hubiera sido una de las estrellas más cercanas, estas observaciones no habrían fracasado. Por consiguiente, podemos suponer que Nova Cygni se encuentra al menos a 20.000.000.000.000 millas del sistema solar; y parece que hay que descartar la idea de que la brillante erupción tuvo dimensiones reducidas. La luminosidad intrínseca de Nova Cygni, en su momento más intenso, no podía ser mucho menor, si es que lo era en absoluto, que la del propio sol. Si el sol se alejara de nosotros hasta la distancia de Nova Cygni, aparentemente se reduciría a un objeto no más brillante que una estrella variable. Cómo disminuyó tan rápidamente el brillo de un objeto tan extraordinario sigue siendo, por lo tanto, un misterio difícil de explicar. ¿No hemos dicho que la erupción de brillo en esta estrella ocurrió entre el 20 y el 24 de noviembre de 1876? Sería más correcto decir que las noticias de esa erupción llegaron a nuestro sistema en esa fecha. La erupción real debió producirse al menos tres años antes. De hecho, en el momento en que la estrella causó tanta conmoción en el mundo astronómico, ya había vuelto a quedar insignificante.

En relación con el tema de este capítulo, debemos considerar un gran problema planteado por Sir William Herschel. Él observó que las estrellas se movían debido al movimiento propio; también vio que el sol es una estrella, una de las innumerables estrellas del cielo, y por eso se vio llevado a plantear la extraordinaria pregunta de si el sol, al igual que las demás estrellas, también estaba en movimiento. Considérense todas las implicaciones de esta gran pregunta. El sol está rodeado por un séquito de planetas y sus satélites, los cometas, y una multitud de cuerpos más pequeños. La cuestión es: ¿todo este magnífico sistema gira alrededor del sol, que permanece inmóvil en el centro, o bien todo el sistema —sol, planetas y todo lo demás— se mueve realmente a través del espacio?

Herschel fue el primero en resolver este noble problema; descubrió que nuestro sol y el espléndido séquito que lo acompaña se mueven en el espacio. No solo lo descubrió, sino que también determinó la dirección en la que se movía el sistema, así como la velocidad aproximada con la que probablemente se producía ese movimiento. Se ha demostrado que el sol y su sistema se dirigen ahora hacia un punto del cielo cercano a la constelación de Lira. La velocidad con la que se produce este movimiento corresponde a la magnitud del sistema; más rápido que la bala de rifle más veloz que jamás se haya disparado, el sol, llevando consigo la Tierra y todos los demás planetas, avanza sin cesar. Nosotros, en la Tierra, participamos en ese movimiento. Cada media hora estamos algo así como diez mil millas más cerca de la constelación de Lira de lo que estaríamos si el sistema solar no estuviera animado por este movimiento. Dado que avanzamos a esta velocidad increíble hacia Lira, podría pensarse al principio que pronto llegaremos allí; pero las distancias de las estrellas en esa zona parecen no ser menores que las de las estrellas en otros lugares, y podemos estar seguros de que el sol y su sistema deben seguir viajando a esta velocidad durante mucho más de un millón de años antes de poder cruzar el abismo que existe entre nuestra posición actual y los límites de Lira. Sin embargo, hay que reconocer que nuestra estimación de la velocidad real con la que viaja nuestro sistema solar es extremadamente incierta, pero esto no afecta en lo más mínimo al hecho de que nos estamos moviendo en la dirección indicada inicialmente por Herschel (véase Capítulo XXIII).

Queda por explicar el método de razonamiento que adoptó Herschel, gracias al cual pudo hacer este gran descubrimiento. Puede sonar extraño escuchar que la detección del movimiento del sol no se realizó observando al sol directamente; todas las observaciones del propio astro, con todos los telescopios del mundo, nunca nos revelarían ese movimiento, por la sencilla razón de que la Tierra, desde donde deben realizarse nuestras observaciones, también participa en ese movimiento. Un pasajero en la cabina de un barco suele darse cuenta de que el barco se está moviendo por la agitación del mar; pero si el mar está perfectamente en calma, entonces, aunque las mesas y sillas de la cabina se muevan tan rápidamente como el barco, no las vemos moverse, porque nosotros también viajamos con el barco. Si nosotros…

No podíamos salir de la cabina, ni mirar por las ventanas; nunca podríamos saber si el barco se movía o estaba en reposo. Tampoco podíamos tener idea alguna sobre la dirección en la que se dirigía el barco, ni sobre la velocidad con la que se desplazaba.

El sol, junto con todos sus planetas y satélites, puede compararse con el barco. Los planetas pueden orbitar alrededor del sol, tal como los pasajeros pueden moverse dentro de la cabina. Pero, así como los pasajeros, al mirar los objetos a bordo, nunca pueden saber hacia dónde se dirige el barco, nosotros, al simplemente mirar al sol o a los otros planetas o miembros del sistema solar, nunca podemos saber si todo nuestro sistema está en movimiento.

Las condiciones de un movimiento perfectamente uniforme a lo largo de un mar completamente tranquilo no se cumplen con frecuencia en las aguas que conocemos. Pero el curso del sol y su sistema no se ve perturbado por ninguna interferencia, de modo que su avance majestuoso se produce con absoluta uniformidad. No sentimos ese movimiento; y como todos los planetas viajan con nosotros, no podemos obtener información de ellos acerca del movimiento común que anima a todo el sistema.

Sin embargo, los pasajeros se enteran de inmediato del movimiento del barco cuando suben a cubierta y miran el mar que los rodea. Supongamos que su viaje está casi terminado, que la tierra distante ya se divisa a lo lejos, y que, a medida que se acerca la noche, se puede distinguir el puerto al que el barco va a entrar. Supongamos que el puerto tiene, como suele ocurrir, una entrada estrecha, y que su entrada está marcada por un faro en cada lado. Cuando el puerto aún está a mucha distancia, cerca del horizonte, las dos luces se ven muy juntas. A medida que cae la noche y se vuelve completamente oscuro, esas dos luces son lo único que queda visible. Mientras el barco está todavía a unas millas de su destino, las dos luces parecen estar cerca una de la otra; pero a medida que la distancia disminuye, las luces parecen alejarse. Poco a poco, el barco se acerca, mientras las luces siguen alejándose, hasta que finalmente, cuando el barco entra en el puerto, en lugar de que las dos luces estén justo delante, como al principio, uno de los faros queda atrás.

la mano derecha, mientras que la otra se encuentra de manera similar en el lado izquierdo. Si, entonces, queremos descubrir el movimiento del sistema solar, debemos, al igual que el pasajero, observar objetos no relacionados con nuestro sistema y conocer nuestro propio movimiento a través de sus movimientos aparentes. Pero, ¿existen objetos en los cielos que no estén relacionados con nuestro sistema? Si todas las estrellas fueran como la Tierra, meros apéndices de nuestro Sol, entonces nunca podríamos saber si estamos en reposo o en movimiento: nuestro sistema podría encontrarse en un estado de reposo absoluto, o bien podría estar avanzando a una velocidad increíblemente grande, ya que no habría nada que nos indicara lo contrario. Pero las estrellas no pertenecen al sistema de nuestro Sol; más bien, son sols en sí mismas y no están sujetas a la influencia de nuestro Sol, como sí lo está la Tierra. Por lo tanto, las estrellas servirán como objetos externos mediante los cuales podremos comprobar si nuestro sistema se desplaza por el espacio.

Con las estrellas como faros, ¿qué deberíamos esperar si nuestro sistema realmente estuviera en movimiento? Recuerden que cuando el barco se acercaba al puerto, las luces se iban extendiendo gradualmente hacia la derecha y la izquierda. Pero el astrónomo también cuenta con luces que le permiten observar la navegación de esa enorme nave que es nuestro sistema solar, y estas luces indicarán el camino por el cual se desplaza. Si nuestro sistema solar está en movimiento, deberíamos esperar encontrar que las estrellas se alejan gradualmente desde ese punto en los cielos hacia el cual se dirige nuestro movimiento. Y esto es precisamente lo que encontramos: las estrellas de las constelaciones se alejan gradualmente de un punto central cercano a la constelación de Lira, y de ahí deducimos que es hacia Lira hacia donde se dirige el movimiento del sistema solar.

Existe una gran dificultad en el análisis de esta cuestión. ¿No hemos tenido ocasión de observar que las estrellas mismas están en movimiento real? Parece seguro que cada estrella, incluido el propio Sol como estrella, tiene su propio movimiento individual. Los movimientos de las estrellas, tal como los vemos, son en parte aparentes y en parte reales; en parte provienen del movimiento real de cada estrella y en parte del movimiento del Sol, del cual participamos, y que produce un movimiento aparente en la estrella. ¿Cómo se puede distinguir entre estos movimientos? Nuestros telescopios y nuestras observaciones nunca podrán lograrlo.

Esta descomposición directamente. Para llevar a cabo el análisis, Herschel recurrió a ciertos métodos geométricos. Sus materiales en aquel entonces eran escasos, pero en sus manos resultaron adecuados, y anunció con valentía su descubrimiento del movimiento del sistema solar.

Un anuncio tan sorprendente exigía la prueba más rigurosa que pudieran ofrecer los recursos astronómicos más refinados. Existe un método poderoso y sutil que los astrónomos utilizan en su esfuerzo por interpretar la naturaleza. El obispo Butler dijo que la probabilidad es la guía de la vida. El movimiento propio de una estrella debe descomponerse en dos partes: una real y otra aparente. Cuando se consideran varias estrellas, podemos concebir un número infinito de maneras en las que los movimientos de cada estrella pueden ser así descompuestos. Cada una de estas divisiones concebibles tendrá un cierto elemento de probabilidad a su favor. Es tarea del matemático determinar cuál es la magnitud de esa probabilidad. La situación, entonces, es la siguiente: entre todos los sistemas posibles, uno debe ser el verdadero. No podemos señalar con certeza cuál es el correcto, pero podemos elegir aquel que tenga el mayor grado de probabilidad a su favor, y así seguir el precepto de Butler al que ya nos hemos referido. Un matemático describiría su proceso llamándolo método de los mínimos cuadrados. Desde el descubrimiento de Herschel, hace cien años, muchos astrónomos que utilizaron observaciones de cientos de estrellas han abordado el mismo problema. Los matemáticos han agotado todas las perfeccionaciones que la teoría de la probabilidad puede ofrecer, pero solo para confirmar la veracidad de esa espléndida teoría que parece haber sido uno de los destellos del genio de Herschel.

CAPÍTULO XXII.
CLÚSTERES ESTELARES Y NEBULOSAS.
Objetos estelares interesantes: estrellas no dispersas de forma uniforme; clústeres estelares; sus variedades; el cúmulo estelar en Perseo; el cúmulo globular en Hércules; la Vía Láctea; un cúmulo de estrellas diminutas; las Nubes de Magallanes; nebulosas distintas de las nubes; número de nebulosas conocidas; la constelación de Orión; posición de la Gran Nebulosa; la maravillosa estrella θ Orionis; dibujo de la Gran Nebulosa en el telescopio del lord Rosse; fotografías de este maravilloso objeto; la Gran Nebulosa en Andrómeda; la Nebulosa Anular en Lira; semejanza con anillos de vórtice; nebulosas planetarias; dibujos de varias nebulosas notables; naturaleza de las nebulosas; espectros de las nebulosas; su distribución; la Vía Láctea.

Ya hemos mencionado a Saturno como uno de los espectáculos telescópicos más magníficos del cielo. Dejando de lado las evidentes pretensiones del sol y de la luna, quizás haya otros dos objetos visibles desde estas latitudes que compiten con Saturno en cuanto a esplendor e interés de su imagen telescópica. Uno de estos objetos es el cúmulo estelar en Hércules; el otro es la gran nebulosa en Orión. Consideramos estos objetos como representativos de las dos grandes categorías de cuerpos que se tratarán en este capítulo, bajo el título de Clústeres Estelares y Nebulosas.

Las estrellas, que en número de varios millones adornan el cielo, no están dispersas de forma uniforme. Podemos observar que, mientras algunas regiones son relativamente desprovistas de estrellas, otras contienen una gran abundancia de ellas. A veces tenemos un pequeño grupo, como las Pléyades; otras veces, una enorme región del cielo repleta de estrellas, como en la Vía Láctea. A tales objetos se les denomina clústeres estelares. Encontramos toda clase de variantes en estos cúmulos: a veces las estrellas destacan por su brillo, otras veces por su enorme cantidad, y otras veces por la forma notable en que están agrupadas. A veces un cúmulo estelar está adornado con estrellas de colores brillantes; otras veces, los puntos luminosos están tan cerca unos de otros que sus rayos separados…

No puede desenredarse; a veces las estrellas son tan diminutas o están tan lejanas que el cúmulo apenas se distingue de una nebulosa.

De los cúmulos que destacan tanto por la riqueza como por el brillo de sus estrellas individuales, podemos mencionar el cúmulo situado en la empuñadura de la espada de Perseo. La posición de este objeto está marcada en la Fig. 83, página 415. A simple vista se observa un punto borroso, que bajo el telescopio se transforma en dos cúmulos separados por una corta distancia. En cada uno de ellos hay innumerables estrellas, agrupadas de tal manera que llenan el campo de visión del telescopio. El esplendor de este objeto se puede apreciar si tenemos en cuenta que cada una de estas estrellas es en sí misma un sol brillante, quizás comparable en luminosidad a nuestro propio sol. Sin embargo, existen regiones en el cielo cercanas a la Cruz del Sur, naturalmente invisibles desde las latitudes del norte, en las cuales partes de la Vía Láctea presentan un aspecto aún más rico que el cúmulo de Perseo.

El tipo de cúmulo estelar más llamativo se encuentra en la constelación de Hércules. En este caso tenemos un grupo de estrellas diminutas que aparentemente tienen forma aproximadamente globular. La Fig. 96 muestra este objeto tal como se ve con el gran telescopio del lord Rosse; en ella se observan tres franjas radiales, en las cuales las estrellas parecen ser menos numerosas que en otros lugares. Se estima que este cúmulo debe contener entre 1.000 y 2.000 estrellas, todas concentradas en una parte extremadamente pequeña del cielo. Visto con un telescopio muy pequeño, este objeto se asemeja a una nebulosa. La posición del cúmulo en Hércules se muestra en un diagrama presentado anteriormente (Fig. 88, página 420). Ya hemos mencionado esta gloriosa aglomeración de estrellas como uno de los tres objetos especialmente interesantes del cielo.

PLACA D.
LA VÍA LÁCTEA CERCA DE MESSIER II.
Fotografiada por E.E. Barnard, 29 de junio de 1892.

La Vía Láctea forma un cinturón que, con más o menos regularidad, recorre completamente el cielo; y al observarla con el telescopio, se ve que está compuesta por innumerables estrellas diminutas. En algunos lugares las estrellas son mucho más numerosas que en otros. Todas estas estrellas están incomparablemente más lejanas que el sol, que rodean; por lo tanto, es evidente que nuestro sol y, por supuesto, el sistema que lo acompaña se encuentran realmente dentro de la Vía Láctea. Parece tentador seguir este razonamiento aquí.

Se sugiere que toda la Vía Láctea podría ser, después de todo, simplemente un cúmulo estelar, de tamaño comparable al de algunos de los otros cúmulos estelares que vemos. Desde un punto remoto del espacio, la Vía Láctea parecería ser solo uno de los muchos cúmulos estelares que contienen nuestro Sol como una unidad indistinguible.

En el hemisferio sur hay dos masas enormes que son claramente visibles a simple vista y se asemejan a porciones separadas de la Vía Láctea. No pueden ser vistas por los observadores en nuestra latitud; se conocen como las nubes de Magallanes o las dos nubeculæ. Su estructura, tal como se revela a un observador que utiliza un telescopio potente, es de gran complejidad. Sir John Herschel, quien realizó un estudio especial de estos objetos extraordinarios, les da la siguiente descripción: “La estructura general de ambas consiste en grandes extensiones y manchas de nebulosidad en todos los niveles de resolución, desde algo que no puede resolverse con un telescopio de dieciocho pulgadas de apertura, hasta estrellas perfectamente separadas, como las de la Vía Láctea”.

De este modo, se forman grupos de estrellas suficientemente aislados y condensados como para ser considerados cúmulos irregulares y, en algunos casos, bastante densos. Pero además de estos, también existen numerosas nebulosas y cúmulos globulares en todo estado de condensación. Es difícil dudar de que las dos nebulosas, que son, a grandes rasgos, redondas o, más bien, ovales, no se hayan formado por casualidad debido a la presencia de un gran número de objetos muy diferentes dispuestos a distintas distancias a lo largo de la misma línea de visión, sino que realmente representan dos grandes sistemas de objetos, muy diferentes entre sí en su estructura, los cuales aquí se encuentran reunidos en las proximidades del uno del otro, mientras que, por lo general, no coexisten cerca uno del otro en la Vía Láctea; con la cual, de no ser así, la simple observación a simple vista nos llevaría a asociarlas con las nubes de Magallanes.

Cuando dirigimos un buen telescopio hacia el cielo, ocasionalmente nos encontramos con alguno de esos extraordinarios objetos celestes conocidos como nebulosas. Son manchas difusas y tenues, o puntos de luz sobre el fondo negro del cielo. Casi todas son invisibles a simple vista. Estos objetos celestes no deben confundirse en ningún momento con las nubes, en el sentido ordinario de la palabra. Estas últimas existen únicamente suspendidas en la atmósfera, mientras que las nebulosas se encuentran sumergidas en las profundidades del espacio. Las nubes brillan gracias a la luz del sol, que reflejan hacia nosotros; las nebulosas brillan por su propia luz; son autoluminiscentes. Las nubes cambian de hora en hora; las nebulosas no cambian ni siquiera de año en año. Las nubes son mucho más pequeñas que la Tierra; mientras que la nebulosa más pequeña que conocemos es incomparablemente mayor que el Sol. Las nubes se encuentran a pocos kilómetros de la Tierra; las nebulosas están casi increíblemente lejos.

Inmediatamente después de que Herschel y su hermana se establecieran en Slough, él comenzó a examinar el cielo del hemisferio norte de manera sistemática. Para este tipo de observaciones es esencial que el cielo esté libre de nubes, ya que incluso la luz de la luna es suficiente para oscurecer los objetos más tenues e interesantes. Fue en las largas y frías noches de invierno, cuando las estrellas brillaban intensamente y el pálido camino de la Vía Láctea se extendía por el cielo, cuando había que realizar estas observaciones. El telescopio debía estar dirigido hacia…

Los cielos: el movimiento diurno habitual por el cual el sol y las estrellas parecen levantarse y ponerse hace que estas atraviesen el campo de visión en un panorama majestuoso. Las estrellas entran lentamente en el campo de visión, se desplazan lentamente a través de él y lo abandonan también lentamente, para ser reemplazadas por otras. Así, el observador, simplemente permaneciendo pasivo frente al ocular, ve cómo uno tras otro campos pasan ante sus ojos, pudiendo así examinar su contenido. De ello se deduce que, incluso sin mover el telescopio, se puede observar una larga franja estrecha del cielo; y al mover ligeramente el telescopio hacia arriba y hacia abajo, se puede aumentar adecuadamente la anchura de dicha franja. En otra noche, el telescopio se coloca en una posición diferente y se examina otra franja del cielo; de este modo, con el paso del tiempo, se puede examinar cuidadosamente todo el cielo.

Herschel se encuentra junto al ocular para observar la gloriosa procesión de objetos celestes. Cercana a él, su hermana Caroline está sentada en su escritorio, con un bolígrafo en la mano, para anotar las observaciones tal como salen de los labios de su hermano. Frente a ella hay un cronómetro con el que puede registrar la hora, y un dispositivo que indica la altitud del telescopio, de modo que pueda anotar la posición exacta del objeto junto con la descripción que su hermano dicta. Tal era el espléndido plan que este hermano y hermana habían organizado para llevar a cabo como objetivo de su dedicación de toda la vida. Los descubrimientos que Herschel estaba destinado a hacer no se contarían por decenas o cientos, sino por miles. Los registros de estos descubrimientos se encuentran en las “Philosophical Transactions of the Royal Society”, y forman parte de los tesoros más valiosos de esos volúmenes. Corrió a cargo de Sir John Herschel, único hijo de Sir William, completar el trabajo de su padre repitiendo el estudio de los cielos del hemisferio norte y extendiéndolo al hemisferio sur. Con este propósito emprendió un viaje al Cabo de Buena Esperanza, donde permaneció durante los años necesarios para completar esa gran labor.

Fig. 97.—La constelación de Orión, que muestra la posición de la Gran Nebulosa.

Como resultado del enorme trabajo iniciado así y continuado por otros observadores, hoy en día conocemos alrededor de ocho mil nebulosas, y con cada mejora del telescopio se van añadiendo nuevas al listado. Diferen entre sí tanto como podrían diferir ocho mil guijarros seleccionados al azar en una playa: es decir, en forma, tamaño, color y material; pero, al igual que los guijarros, presentan cierta semejanza general entre sí. Describir esta clase de cuerpos con detalle excedería por completo los límites de este capítulo; nos limitaremos a seleccionar algunas de las nebulosas, eligiendo naturalmente aquellas de carácter más notable, así como aquellas que son representativas de los diferentes grupos en los que se pueden dividir las nebulosas.

PLACA XIV.
LA GRAN NEBULOSA EN ORIÓN.

Ya hemos señalado que la gran nebulosa en la constelación de Orión es uno de los objetos más interesantes del cielo. Es notable tanto por su tamaño como por su brillo, por el cuidado con el que ha sido estudiada, como por el éxito obtenido en los esfuerzos por conocer algo sobre su naturaleza. Para localizar este objeto, consultemos la Fig. 97, donde se muestra un boceto de las estrellas principales de esta constelación; en ella, la letra A indica la estrella central de las tres que forman el mango de la espada de Orión. Por encima de dicho mango se pueden ver las tres estrellas que forman el famoso cinturón tan visible en el cielo invernal. La estrella a, observada atentamente a simple vista, presenta un aspecto algo brumoso. En el año 1618, Cysat dirigió un telescopio hacia esta estrella y vio alrededor de ella una curiosa neblina luminosa, que resultó ser la gran nebulosa. Desde entonces, este objeto ha…

Ha sido estudiado diligentemente por muchos astrónomos, de modo que se han realizado numerosas observaciones de la gran nebulosa, e incluso se han escrito volúmenes enteros dedicados exclusivamente a ella. Cualquier telescopio ordinario permitirá ver el objeto hasta cierto punto, pero cuanto más potente sea el telescopio, más detalles curiosos se podrán observar.

En primer lugar, el objeto que hemos designado como θ Orionis, también llamado el trapecio de Orión, es en sí mismo la estrella múltiple más impresionante de todo el cielo. En realidad está formado por seis estrellas, representadas en el siguiente diagrama (Fig. 98). Estos puntos están tan cerca unos de otros que sus rayos combinados no pueden distinguirse sin un telescopio. Cuatro de ellas se pueden ver fácilmente con instrumentos bastante pequeños, pero las dos estrellas más pequeñas requieren telescopios de considerable potencia. Y, sin embargo, estas estrellas son soles, comparables, quizás, a nuestro sol en magnitud.

No es poco sorprendente que este grupo incomparable de seis soles esté rodeado por la famosa nebulosa; ya sea la nebulosa o la estrella múltiple, cada una por separado, sería de interés excepcional, y aquí tenemos una combinación de ambas. Parece imposible no llegar a la conclusión de que la estrella múltiple se encuentra realmente dentro de la nebulosa, y no simplemente…

En la misma línea de visión. De hecho, parecería muy poco probable suponer que la presentación de estos dos objetos excepcionales en el mismo campo de visión fuera meramente casual. Si la estrella múltiple se encuentra realmente en la nebulosa, entonces este objeto proporciona evidencia de que, al menos en un caso, la distancia de una nebulosa es una magnitud similar a la distancia de una estrella. Lamentablemente, esto constituye casi todo nuestro conocimiento sobre las distancias de las nebulosas desde la Tierra.

La gran nebulosa de Orión rodea a la estrella múltiple y se extiende hasta una gran distancia en el espacio circundante. El círculo punteado trazado alrededor de la estrella marcada como “a” en la Figura 97 representa aproximadamente el alcance de la nebulosa, tal como se ve con un telescopio de calidad moderada. La nebulosa tiene un color azulado tenue, imposible de representar en un dibujo. Su brillo es mucho mayor en algunos lugares que en otros; en general, las partes centrales son las más brillantes, y la luminosidad disminuye gradualmente a medida que nos acercamos al borde de la nebulosa. De hecho, apenas podemos decir que la nebulosa tenga algún límite definido, ya que con cada aumento en la potencia del telescopio se pueden observar nuevos y tenues brazos. Parece haber un espacio vacío dentro de la nebulosa, justo alrededor de la estrella múltiple, pero esto es solo una ilusión, producida por el contraste con la luz brillante de las estrellas; los análisis espectroscópicos de la nebulosa demuestran que la materia nebulosa es continua entre las estrellas.

La lámina de la gran nebulosa de Orión que aquí se muestra (Lámina XIV) representa, de forma reducida, el detallado dibujo de este objeto, realizado con el gran telescopio reflector del Conde de Rosse en Parsonstown.[40] Una vista telescópica de la nebulosa muestra doscientas estrellas o más, dispersas por su superficie. No es necesario suponer que estas estrellas estén inmersas en la sustancia de la nebulosa, como parece ser el caso de la estrella múltiple; pueden encontrarse tanto delante de ella como, con menor probabilidad, detrás de ella, de modo que se proyecten en la misma parte del cielo.

PLACA XV.
FOTOGRAFÍA DE LA NEBULOSA 31 M DE ANDROMEDA.
EXPOSICIÓN DE 4 HORAS, AMPLIADA 3 VECES.
TOMADA POR EL SR. ISAAC ROBERTS, 29 DE DICIEMBRE DE 1882.

Un número considerable de dibujos de este objeto único ha sido realizado por otros astrónomos. Entre ellos debemos mencionar el realizado por el profesor Bond, en Cambridge, Massachusetts, el cual posee una fidelidad en los detalles que todo estudiante de este objeto debe reconocer. En los últimos años también se han hecho intentos exitosos para fotografiar la gran nebulosa. El difunto profesor Draper tuvo la suerte de obtener algunas fotografías admirables. En Inglaterra, el señor Common fue el primero en tomar fotografías excepcionalmente buenas de la nebulosa; además, el doctor Roberts y el señor W.E. Wilson también obtuvieron fotografías magníficas del mismo objeto, las cuales muestran una vasta extensión de la nebulosa en regiones que anteriormente no se sabía que ocupara.

La gran nebulosa de Andrómeda, que es apenas visible a simple vista, se muestra en la lámina XV, la cual ha sido reproducida con permiso de una de las asombrosas fotografías obtenidas por el doctor Isaac Roberts. Dos canales oscuros en la nebulosa no pasan desapercibidos, y la cantidad de estrellas tenues dispersas sobre su superficie también es algo que merece atención. Para encontrar este objeto debemos buscar a Casiopeya y al Gran Cuadrado de Pegaso; entonces la nebulosa será fácilmente perceptible en la posición indicada en la página 413. En el año 1885 apareció repentinamente una nueva estrella de séptima magnitud cerca de la parte más brillante de la nebulosa, y volvió a perderse de vista después de unos meses.

La nebulosa de Lira es la nebulosa anular más conspicua en el cielo, pero no hay que pensar que sea la única perteneciente a esta clase. En total, existen unas doce de estos objetos. Parece difícil formarse una concepción adecuada de la naturaleza de tal cuerpo. Sin embargo, es imposible observar las nebulosas anulares sin que, de alguna manera, nos recuerden a esos elegantes objetos conocidos como anillos de vórtice. ¿Quién no ha notado un hermoso anillo de vapor que ocasionalmente escapa del embudo de una locomotora y asciende alto en el aire, disolviéndose solo algún tiempo después de que el vapor menos especializado haya desaparecido? Dichos anillos de vórtice pueden producirse artificialmente con una caja cúbica, uno de cuyos lados abiertos está cubierto con lona, mientras que en el lado opuesto de la caja hay un agujero circular. Una llave

En el lienzo se formará un anillo de vórtice que parte del agujero; y si la caja está llena de humo, este anillo será visible a lo largo de muchos metros de su trayectoria. Ciertamente sería exagerado afirmar que las nebulosas anulares tienen alguna analogía real con los anillos de vórtice; pero, en todo caso, no existe otro objeto conocido por nosotros con el que puedan compararse.

Los cielos contienen una serie de objetos diminutos pero brillantes conocidos como nebulosas planetarias. Solo pueden describirse como esferas de gas de color azulado brillante, a menudo lo suficientemente pequeñas como para confundirse con una estrella cuando se observan a través de un telescopio. Una de las más notables de estos objetos se encuentra en la constelación de Draco, y puede localizarse a mitad de camino entre la Estrella Polar y la estrella γ Draconis. Algunas de las nebulosas planetarias descubiertas recientemente son extremadamente pequeñas, y de hecho solo han podido distinguirse de las estrellas pequeñas mediante el espectróscopo. También cabe señalar que tales objetos se encuentran ligeramente fuera del foco estelar en el telescopio refractor, debido a su color azul. Esta observación no se aplica al telescopio reflector, ya que este instrumento dirige todos los rayos hacia un foco común.

Existen muchas otras formas de nebulosas: hay largos rayos nebulosos; están las maravillosas espirales que han sido reveladas en el gran telescopio reflector de Lord Rosse; también existen las nebulosas dobles. Pero todos estos diversos objetos debemos descartarlos simplemente con una mención breve. Existe una gran dificultad para hacer representaciones gráficas de tales nebulosas. La mayoría de ellas son muy tenues; tan tenues, de hecho, que solo pueden verse con mucha atención, incluso con instrumentos potentes. Por lo tanto, al dibujar estos objetos, es imposible evitar intensificar los detalles más tenues si se quiere obtener una imagen comprensible. Con esta precaución, sin embargo, presentamos la Placa XVI, que muestra varias de las nebulosas más notables vistas a través del gran telescopio de Lord Rosse.

Fig. 99.—La nebulosa N.G.C., 1.499.
(De E.E. Barnard, Observatorio Lick, 21 de septiembre de 1895.)

La verdadera naturaleza de las nebulosas plantea un problema de gran interés, que naturalmente ocupó la mente del primer observador diligente de nebulosas, William Herschel, durante muchos años. Al principio, él supuso que todas las nebulosas no eran más que aglomeraciones densas de estrellas: una conclusión muy lógica para alguien que había avanzado tanto en la potencia óptica de los telescopios y estaba acostumbrado a ver cómo muchos objetos que, con un telescopio pequeño, parecían nebulosos, se “resolvían” en estrellas cuando se examinaban con un telescopio de gran apertura. Pero en 1864, cuando Sir William Huggins dirigió por primera vez un telescopio equipado con un espectrógrafo hacia una de las nebulosas planetarias, se hizo evidente que al menos algunas nebulosas eran realmente nubes de niebla ardiente y no cúmulos estelares.

En el próximo capítulo trataremos sobre los espectros de las estrellas fijas, pero aquí podemos señalar de antemano que estos espectros son continuos, mostrando generalmente toda la gama espectral, desde el rojo hasta el violeta, al igual que en el espectro del sol, aunque con muchas diferencias importantes en cuanto a la presencia de líneas oscuras y brillantes. Un cúmulo estelar debe, por supuesto, presentar un espectro similar, resultado de la superposición de los espectros de las estrellas individuales que lo componen. Muchas nebulosas presentan este tipo de espectro; por ejemplo, la gran nebulosa de Andrómeda. Pero esto no implica en modo alguno que estos objetos sean solo cúmulos de estrellas ordinarias, ya que un espectro continuo puede producirse no solo por materia en estado líquido o sólido, o por gases a alta presión, sino también por gases a baja presión pero a alta temperatura bajo ciertas condiciones. Por lo tanto, un espectro continuo en el caso de una nebulosa no necesariamente indica que la nebulosa sea un cúmulo de cuerpos de tamaño y composición similares a nuestro sol. Pero si una nebulosa presenta un espectro de líneas brillantes, podemos estar seguros de que en el objeto bajo estudio están presentes gases a baja presión. Y esto fue precisamente lo que Sir William Huggins descubrió que ocurría en muchas nebulosas. Cuando decidió estudiar los espectros de las nebulosas, seleccionó para su observación aquellos objetos conocidos como nebulosas planetarias: discos pequeños, redondos o ligeramente ovales, generalmente sin condensación central, y que parecían planetas poco definidos. El color de su luz, que a menudo tiene un tono azulado…

El color verde es notable, ya que se trata de un color muy raro entre las estrellas individuales. Se descubrió que el espectro era completamente diferente al de cualquier estrella, consistiendo únicamente en tres o cuatro líneas brillantes. La más brillante se encuentra en la parte azul-verdosa del espectro; al principio se pensó que era idéntica a una línea del espectro del nitrógeno, pero mediciones más precisas posteriores demostraron que ni esta ni la segunda línea nebulosa corresponden a ninguna línea oscura en el espectro solar, ni pueden ser producidas experimentalmente en el laboratorio; por lo tanto, no podemos atribuirlas a ningún elemento conocido. La tercera y cuarta líneas resultaron ser idénticas a las dos líneas de hidrógeno que en el espectro solar se denominan F y g.

PLATO E.
NEBULOSAS EN LAS PLÉYADES.
A partir de una fotografía del Dr. Isaac Roberts.

El análisis espectral ha prestado aquí, como en muchas otras ocasiones, servicios que ningún telescopio habría podido realizar. Los espectros de las nebulosas han sido estudiados, después de Huggins, tanto visual como fotográficamente, por Vogel, Copeland, Campbell, Keeler y otros; además, existen muchas nebulosas muy tenues.

Se han detectado líneas además de esas cuatro que muestra un instrumento de dimensiones moderadas. Es notable que la línea roja C del hidrógeno, normalmente tan brillante, esté ausente o sea excesivamente tenue en los espectros de las nebulosas; sin embargo, los experimentos realizados por Frankland y Lockyer han demostrado que, bajo ciertas condiciones de temperatura y presión, el complejo espectro del hidrógeno se reduce a una sola línea verde, la línea F. Por lo tanto, no es sorprendente que los espectros de las nebulosas gaseosas sean relativamente simples, ya que la probable baja densidad de los gases en ellas y la tenue intensidad de estos cuerpos tienden a reducir los espectros a un pequeño número de líneas. Algunas nebulosas gaseosas también presentan espectros continuos tenues, cuyo punto de máxima brillantez no se encuentra en el amarillo (como en el espectro solar), sino más bien en el verde. Es probable que estos espectros continuos sean en realidad un conjunto de líneas luminosas muy tenues.

Una lista de todas las nebulosas conocidas que poseen un espectro gaseoso contaría actualmente con unos ochenta miembros. Además de las nebulosas planetarias, muchas nebulosas grandes y más difusas pertenecen a esta categoría; lo mismo ocurre con la nebulosa anular de Lira y la gran nebulosa de Orión. Hace falta decir que resulta de especial interés encontrar este magnífico objeto entre las nebulosas de naturaleza gaseosa. En esta nebulosa, Copeland detectó la maravillosa línea D3 del helio en una época en la que “helio” era solo un nombre, algo hipotético, pero que ahora sabemos que es un elemento ampliamente distribuido por el universo. Desde entonces, se ha encontrado en varias otras nebulosas. La facilidad con la que se puede reconocer el espectro gaseoso característico ha sugerido la idea de recorrer el cielo con un espectrómetro para detectar nuevas nebulosas planetarias; de hecho, Pickering y Copeland descubrieron varios objetos de esta manera, así como, más recientemente, Pickering al examinar fotografías espectrales de diversas regiones del cielo. La mayoría de estos nuevos objetos, cuando se observan a través de un telescopio, parecen estrellas ordinarias, y su verdadera naturaleza nunca podría haberse detectado sin el espectrómetro.

Cuando miramos el cielo estrellado en una noche clara, a primera vista las estrellas parecen estar distribuidas de manera muy irregular por el firmamento. Aquí y allá, unas pocas estrellas brillantes forman grupos característicos, como Orión o el Oso Mayor, mientras que otras áreas igualmente extensas están casi desprovistas de estrellas brillantes y solo contienen unas pocas insignificantes. Si utilizamos unos binoculares u otro telescopio pequeño para escanear el cielo, el resultado parece ser el mismo: ahora nos encontramos con zonas ricas en estrellas; ahora, con lugares relativamente vacíos. Pero cuando nos acercamos a la zona de la Vía Láctea, nos sorprende el rápido aumento en el número de estrellas que llenan el campo del telescopio; y cuando llegamos a la propia Vía Láctea, el ojo apenas puede distinguir los puntos de luz individuales, que están tan juntos que, a simple vista, producen la apariencia de una banda ancha, pero muy irregular, de luz tenue, que incluso un telescopio potente tiene dificultades para resolver en estrellas en algunos lugares. ¿Cómo podemos explicar esta notable disposición de las estrellas? ¿Cuál es la razón de que veamos tan pocas en las partes del cielo más alejadas de la Vía Láctea, y tantas en o cerca de esa maravillosa banda? El primer intento de responder a estas preguntas lo realizó Thomas Wright, un fabricante de instrumentos de Londres, en un libro publicado en 1750. Él supuso que las estrellas de nuestro sistema estelar estaban distribuidas en una vasta capa de espesor insignificante en comparación con su longitud y anchura. Si tuviéramos una gran piedra de afilar hecha de vidrio, en la cual estuvieran incrustados uniformemente una enorme cantidad de granos de arena o partículas diminutas similares, y si pudiéramos colocar nuestro ojo cerca del centro de esta piedra, es fácil comprender que veríamos muy pocas partículas cerca de la dirección del eje de la piedra, pero muchas si miráramos hacia cualquier punto de la circunferencia. Esta era la idea de Wright sobre la estructura de la Vía Láctea, y supuso que el Sol se encontraba no muy lejos del centro de esta capa estelar.

PLATO F.

ω CENTAURI.
De un dibujo de las publicaciones del Observatorio del Harvard College.

Si la Vía Láctea en sí no existiera —y solo tuviéramos el hecho de que las estrellas parecen aumentar rápidamente en número hacia un cierto círculo (casi un gran círculo) que abarca los cielos— entonces la teoría del disco podría tener muchos argumentos a su favor. Pero el estudio telescópico de la Vía Láctea, y aún más las maravillosas fotografías de su estructura complicada realizadas por el profesor Barnard, han dado el golpe de gracia a la antigua teoría, y han hecho sumamente razonable concluir que la Vía Láctea es realmente, y no solo aparentemente, un poderoso flujo de estrellas que rodea los cielos. Mencionaremos en breve algunos hechos que apuntan en esta dirección. Basta con echar un simple vistazo para comprobar que la Vía Láctea no es una sola banda de luz; cerca de la constelación Aquila se divide en dos ramas con un intervalo bastante amplio entre ellas, y estas ramas no se reúnen de nuevo hasta haber avanzado mucho hacia el hemisferio sur. La teoría del disco, para explicar esto, tenía que suponer que el estrato estelar estaba dividido en dos casi hasta el centro. Pero incluso si aceptamos esto, ¿cómo podemos explicar los numerosos agujeros más o menos oscuros en la Vía Láctea, del cual el más grande y notable es el llamado “saco de carbón” en el hemisferio sur? Obviamente tendríamos que suponer la existencia de varios túneles, perforados a través del estrato en forma de disco, y todos dirigidos, por alguna extraña simpatía, hacia el lugar donde se encuentra nuestro sistema solar. Y los numerosos brazos pequeños que se extienden desde la Vía Láctea tendrían que ser o planos vistos de lado o las convexidades de superficies curvas vistas tangencialmente. La improbabilidad de estas diversas suposiciones es muy grande. Pero no faltan pruebas de que las estrellas relativamente brillantes están agrupadas en la misma zona donde las extremadamente tenues también están muy juntas. El difunto señor Proctor trazó todas las estrellas que aparecen en el gran atlas de Argelander del hemisferio norte, 324,198 en total, en un único mapa, y aunque todas estas estrellas están por encima de la décima magnitud, y por lo tanto son más brillantes que ese innumerable conjunto de estrellas cuyos miembros individuales se pierden más o menos en…

Zona galáctica, y según la hipótesis de distribución uniforme debería estar relativamente cerca de nosotros; el mapa muestra claramente todo el recorrido de la Vía Láctea a través del agrupamiento de estas estrellas. Esto descarta suficientemente la idea de que la Vía Láctea no sea más que una capa en forma de disco vista proyectada sobre la esfera celeste. Después de esto, apenas es necesario examinar las fotografías del profesor Barnard para ver cómo se alternan regiones bastante brillantes y muy tenues sin ningún intento de regularidad, con el fin de convencerse de que la Vía Láctea es más probablemente un flujo de estrellas agrupadas entre sí, un flujo o anillo de dimensiones increíblemente enormes, dentro del cual se encuentra casualmente nuestro sistema solar. Pero hay que admitir que es prematuro intentar determinar la forma real de este flujo o la distancia relativa de sus diferentes partes.

PLATO XVI.
NEBULOSAS
OBSERVADAS CON EL GRAN TELESCOPIO DE LORD ROSSE.

CAPÍTULO XXIII.
LA NATURALEZA FÍSICA DE LAS ESTRELLAS.
Espectróscopos estelares—Clasificación de los espectros estelares—Tipo I., con muy pocas líneas de absorción—Tipo II., como el Sol—Tipo III., con bandas oscuras fuertemente marcadas—Distribución de estas clases en el cielo—Movimiento en la línea de visión—Movimiento orbital descubierto con el espectróscopo: nueva clase de binarios—Espectros de estrellas temporales—Naturaleza de estos cuerpos.

En los capítulos anteriores hemos tenido con frecuencia ocasión de referirnos a las revelaciones del espectróscopo, que constituyen un capítulo importante en la historia de la ciencia moderna. Gracias a él se ha dado un paso enorme en nuestro intento por comprender la constitución física del Sol. En el presente capítulo pretendemos exponer lo que el espectróscopo nos dice sobre la constitución física de las estrellas fijas.

Aquí se abre una fase completamente nueva en astronomía. Cada mejora en los telescopios permitió detectar objetos cada vez más tenues, pero todos los telescopios del mundo no pudieron responder a la pregunta de si en las estrellas se encuentran hierro y otros elementos. La estrella común es una esfera brillante y ardiente, más caliente que un convertidor Bessemer o un horno Siemens; si hay hierro en la estrella, este debe estar no solo al rojo blanco y fundido, sino también convertido en vapor. Pero el vapor de hierro no es visible mediante el telescopio. ¿Cómo lo reconocerías? ¿Cómo sabrías si se mezcla con el vapor de muchos otros metales u otras sustancias? De hecho, es un análisis delicado distinguir el hierro en la atmósfera brillante de una estrella. Pero el espectróscopo es adecuado para esta tarea y realiza su análisis con una cantidad de pruebas absolutamente convincentes.

Que los espectros de la Luna y los planetas no son en realidad más que reproducciones tenues del espectro del Sol fue descubierto por el gran óptico alemán Fraunhofer hacia el año 1816. Al colocar un prisma en

Frente al cristal objetivo de un pequeño teodolito (un instrumento utilizado para mediciones geodésicas), logró determinar que Venus y Marte presentaban el mismo espectro que el sol, mientras que Sirio mostraba uno muy diferente. Esta importante observación lo animó a adquirir mejores instrumentos con los cuales continuar su trabajo, y tuvo éxito en distinguir las principales características de los diversos tipos de espectros estelares. La forma de instrumento que adoptó Fraunhofer para este trabajo, en la cual el prisma se colocaba fuera del cristal objetivo del telescopio, no se ha utilizado mucho hasta los últimos años, debido a la dificultad de obtener prismas de grandes dimensiones (pues es obvio que el prisma debe ser tan grande como el cristal objetivo si se quiere aprovechar al máximo su potencia); pero esta es la forma más sencilla de espectrómetro para observar los espectros de objetos sin un diámetro angular apreciable, como las estrellas fijas. Los rayos paralelos provenientes de las estrellas son dispersados por el prisma en un espectro, el cual se observa mediante el telescopio. Pero como la imagen de la estrella en el telescopio no es más que un punto luminoso, su espectro será simplemente una línea en la cual no sería posible distinguir ninguna línea que la cruce lateralmente, como las que vemos en el espectro del sol. Por lo tanto, se coloca una lente cilíndrica delante del ocular del telescopio; como esto tiene como efecto convertir un punto en una línea y una línea en una banda, el estrecho espectro de la estrella se amplía así en una banda luminosa en la cual podemos distinguir todos los detalles que existen. En otras formas de espectrómetros estelares se necesita una rendija que debe colocarse en el foco del cristal objetivo, y la disposición general es similar a la que describimos en el capítulo sobre el sol, excepto que se requiere una lente cilíndrica.

El estudio de los espectros de las estrellas fijas apenas avanzó hasta que Kirchhoff estableció los principios del análisis de espectros en 1859. Cuando las líneas oscuras en el espectro solar fueron interpretadas correctamente, resultó evidente de inmediato que la ciencia había abierto las puertas de un nuevo territorio para la exploración humana, cuya existencia apenas si alguien conocía hasta ese momento. Hemos visto hasta qué punto es magnífico…

Los triunfos del estudio del sol han guiado a los investigadores en este campo, y hemos visto cómo se han obtenido resultados muy valiosos con el nuevo método cuando se aplica a la observación de cometas y nebulosas. Ahora daremos alguna descripción de lo que se ha aprendido respecto a la constitución de las estrellas fijas a través de las investigaciones iniciadas por Sir William Huggins y continuadas y desarrolladas por él, así como por Secchi, Vogel, Pickering, Lockyer, Dunér, Scheiner y otros. Aquí, como en las otras ramas modernas de la astronomía, la fotografía ha desempeñado un papel sumamente importante, no solo porque los espectros fotografiados de las estrellas se extienden mucho más hacia el extremo violeta de lo que el observador puede seguir con la vista, sino también porque las posiciones de las líneas pueden medirse con gran precisión en las fotografías.

El primer observador que redujo la aparente diversidad caótica de los espectros estelares a un orden fue Secchi, quien demostró que todos podían agruparse según cuatro tipos. Sin embargo, en los últimos treinta años se han encontrado tantas modificaciones de los diversos tipos que se ha hecho necesario subdividir los tipos de Secchi, y la mayoría de los observadores utilizan ahora la clasificación de Vogel, que también adoptaremos por conveniencia en este capítulo.

Tipo I: En los espectros de las estrellas de esta clase, las líneas metálicas, que son muy numerosas y conspicuas en el espectro violeta del sol, son muy tenues y delgadas, o completamente invisibles, mientras que las partes azules y blancas son muy intensamente brillantes. Vogel subdivide esta clase en tres grupos. En el primero (I.a) están presentes las líneas de hidrógeno, que son notablemente anchas e intensas; Sirio, Vega y Regulus son ejemplos de este grupo. La gran amplitud de estas líneas probablemente indica que estas estrellas están rodeadas por atmósferas de hidrógeno de grandes dimensiones. Se reconoce en general que las estrellas de este grupo deben ser las más calientes de todas, y a esta opinión la respalda la presencia en sus espectros de una cierta línea de magnesio, la cual, como demostró hace muchos años Sir Norman Lockyer mediante experimentos de laboratorio, no aparece en el espectro ordinario del magnesio, pero indica la presencia de esta sustancia a una temperatura muy alta. En los espectros de las estrellas

Del Grupo I.b, las líneas de hidrógeno y las pocas líneas metálicas tienen la misma anchura, y la línea de magnesio mencionada anteriormente es la más intensa de todas. Rigel y varias otras estrellas brillantes en Orión pertenecen a este grupo, y es notable que el helio esté presente al menos en algunas de estas estrellas, de modo que (como señala el profesor Keeler) el espectro de Rigel puede considerarse casi como el espectro nebuloso invertido (las líneas son oscuras en lugar de brillantes), con la excepción de que las dos principales líneas nebulosas no se invierten en la estrella. Este hecho sin duda tendrá gran importancia para comprender el desarrollo sucesivo de una estrella a partir de una nebulosa; y una estrella como Rigel es, sin duda, también de muy alta temperatura. Probablemente esto no sea el caso de las estrellas de la tercera subdivisión del Tipo I (I.c), cuyos espectros se distinguen por la presencia de líneas de hidrógeno brillantes y de la línea brillante de helio D3. Entre las estrellas que poseen este tipo de espectro tan notable se encuentra una estrella variable muy interesante en la constelación de Lira (β) y la estrella conocida como γ Cassiopeiæ; ambas han sido observadas minuciosamente, y sus espectros presentan numerosas peculiaridades que dificultan enormemente la explicación de la constitución física de las estrellas de esta subdivisión.

Pasando al Tipo II, encontramos espectros en los cuales las líneas metálicas son intensas. El extremo más refractable del espectro es más tenue que en la clase anterior, y a veces se observan bandas de absorción hacia el extremo rojo. En su primera subdivisión (II.a) se encuentran espectros con un gran número de líneas fuertes y bien definidas debidas a metales; las líneas de hidrógeno también son visibles, aunque no son especialmente llamativas. Entre las numerosas estrellas de este grupo se encuentran Capella, Aldebarán, Arcturus, Pollux, etc. De hecho, los espectros de estas estrellas son prácticamente idénticos al espectro de nuestro propio Sol, como lo demostró, por ejemplo, el Dr. Scheiner, del Observatorio Astrofísico de Potsdam, quien midió varios cientos de líneas en fotografías del espectro de Capella y encontró una coincidencia muy cercana entre estas líneas y las correspondientes en el espectro solar. Apenas podemos dudar de que la constitución física de estas estrellas sea muy similar a la de nuestro Sol. Esto no puede ser el caso de las estrellas de la segunda subdivisión (II.b), cuyos espectros son muy complejos, cada uno consistiendo en un espectro continuo.

cruzada por numerosas líneas oscuras, sobre las cuales se superpone un segundo espectro de líneas brillantes. Se sabe que más de setenta estrellas poseen este espectro extraordinario; la única brillante entre ellas es una estrella de tercera magnitud en la constelación austral de Argos. Aquí, nuevamente, el hidrógeno y el helio están representados por líneas brillantes, mientras que el origen de las demás líneas brillantes es dudoso. En cuanto a la constitución física de las estrellas de este grupo, es muy difícil llegar a una conclusión definitiva, pero parece no ser improbable que se trate de estrellas que no solo están rodeadas por una atmósfera de menor temperatura, lo que causa las líneas oscuras, sino que, además, cuentan con un enorme envoltorio de hidrógeno y otros gases. Al menos en una estrella de este grupo, el profesor Campbell, del Observatorio Lick, ha observado la línea F como una línea larga que se extiende una distancia considerable a cada lado del espectro continuo; con una rendija abierta, se observó como un gran disco circular de unos seis segundos de diámetro; otras dos líneas principales de hidrógeno presentaron la misma apariencia. Según esta observación, parece indicarse la existencia de un extenso envoltorio gaseoso alrededor de la estrella.

Tipo III. Contiene relativamente pocas estrellas, y sus espectros se caracterizan por numerosas bandas oscuras además de líneas oscuras, mientras que las partes más refractables son muy tenues; por esta razón, las estrellas son más o menos de color rojo. Esta clase tiene dos subdivisiones bien definidas. En la primera (III.a), las líneas de absorción principales coinciden con las similares en el espectro solar, pero con grandes diferencias en cuanto a intensidad: muchas líneas son mucho más fuertes en estas estrellas que en el sol, al tiempo que aparecen también muchas líneas nuevas. Sin embargo, estas diferencias son menos importantes que las peculiares bandas de absorción en las partes roja, amarilla y verde del espectro, que se superponen a las líneas metálicas y están claramente definidas en el lado hacia el violeta, difuminándose gradualmente hacia el extremo rojo del espectro. Este tipo de bandas pertenece a combinaciones químicas, y esto parece indicar que en algún lugar de las atmósferas de estos soles lejanos la temperatura es lo suficientemente baja como para permitir la formación de combinaciones químicas estables. La estrella más importante de este tipo es Betelgeuse o α Oriónis, la

Estrella roja de primera magnitud en el hombro de Orión; pero es de especial importancia señalar que muchas estrellas variables de largo período tienen espectros de tipo III.a. Sir Norman Lockyer predijo en 1887 que se encontrarían, eventualmente, líneas brillantes, probablemente de hidrógeno, en el momento del máximo de brillo, cuando se supone que el grupo más pequeño pasa a través del más grande, y esto fue confirmado poco después con el anuncio de que el profesor Pickering había encontrado varias líneas de hidrógeno brillantes en fotografías obtenidas en el Observatorio del Harvard College, del espectro de la notable variable Mira Ceti, en el momento de su máximo. Desde entonces, el profesor Pickering ha informado que se han encontrado líneas brillantes en las placas de cuarenta y una variables conocidas anteriormente de esta clase, y que se han detectado más de veinte otras estrellas como variables debido a esta peculiaridad de sus espectros; es decir, la presencia de líneas brillantes en ellas sugería que eran variables, y posteriores investigaciones fotométricas corroboraron este hecho.

La segunda subdivisión (III.b) contiene solo estrellas relativamente tenues, de las cuales ninguna supera la quinta magnitud, y está limitada a un pequeño número de estrellas rojas. Las bandas muy marcadas en sus espectros están bien definidas y son oscuras en el lado rojo, mientras se desvanecen gradualmente hacia el violeta, exactamente lo contrario de lo que vemos en los espectros de III.a. Estas bandas parecen originarse en la absorción debida a los vapores de hidrocarburos presentes en las atmósferas de estas estrellas; pero también hay algunas líneas visibles que indican la presencia de vapores metálicos, siendo el sodio sin duda uno de ellos. No cabe duda de que estas estrellas representan la última etapa en la vida de un sol, cuando ya se ha enfriado considerablemente y no está muy lejos de su extinción real, debido a la creciente absorción de su luz restante en la atmósfera que lo rodea.

El método empleado para la determinación espectroscópica del movimiento de una estrella en línea de visión es el mismo que el método que hemos descrito en el capítulo sobre el sol. La posición de una determinada línea en el espectro de una estrella se compara con la posición de la línea brillante correspondiente de un elemento en un espectro producido artificialmente, y de esta manera se…

Se puede detectar el desplazamiento de la línea estelar ya sea hacia el violeta (lo que indica que la estrella se acerca a nosotros) o hacia el rojo (lo que indica que se aleja). El primer intento de este tipo fue realizado en 1867 por Sir William Huggins, quien comparó la línea F del espectro de Sirio con la misma línea del espectro del hidrógeno contenido en un tubo de vacío reflejado hacia el campo de su espectróscopo astronómico, de modo que los dos espectros aparecieran uno al lado del otro. El trabajo así iniciado y continuado por él fue posteriormente retomado en el Observatorio de Greenwich; pero los resultados obtenidos mediante estas observaciones directas nunca fueron satisfactorios, ya que aparecían discrepancias notables entre los valores obtenidos por diferentes observadores, e incluso por el mismo observador en noches distintas. Esto no debe sorprendernos si tenemos en cuenta que la velocidad de la luz es tan enorme en comparación con cualquier velocidad con la que pueda moverse un cuerpo celeste, que el cambio de longitud de onda resultante de dicho movimiento solo puede ser muy pequeño, difícil de percibir y aún más difícil de medir. Pero desde que la fotografía se utilizó por primera vez para estas investigaciones por el Dr. Vogel, de Potsdam, se han obtenido resultados mucho más coherentes y fiables, aunque incluso ahora se requiere extremo cuidado para evitar errores sistemáticos. Para dar una idea de los resultados que se pueden obtener, presentamos en la siguiente tabla los valores de la velocidad por segundo de varias estrellas observadas en 1896 y 1897 por el Sr. H.F. Newall con el espectrógrafo Bruce conectado al gran refractor Newall de 25 pulgadas del Observatorio de Cambridge; además, hemos añadido los valores encontrados en Potsdam por Vogel y Scheiner. Los resultados se expresan en kilómetros (1 km = 0,62 milla inglesa). El signo + significa que la estrella se aleja de nosotros, y – que se acerca.

Newall. Vogel. Scheiner.
Aldebarán + 49·2 + 47·6 + 49·4
Betelgeuse + 10·6 + 15·6 + 18·8
Procyón - 4·2 - 7·2 - 10·5
Pólux - 0·7 + 1·9 + 0·4
γ Leonis - 39·9 - 36·5 - 40·5
Arcturo - 6·4 - 7·0 - 8·3

Estos resultados han sido corregidos teniendo en cuenta el movimiento orbital de la Tierra alrededor del Sol, pero no el movimiento del Sol por el espacio, ya que la magnitud de este último es prácticamente desconocida, o al menos muy incierta; por lo que las cifras anteriores representan realmente la velocidad por segundo de las diversas estrellas con respecto al Sol. Podemos añadir que la dirección y velocidad del movimiento del Sol podrán determinarse eventualmente mediante mediciones espectroscópicas de un gran número de estrellas, y parece probable que así se pueda conocer con mucha mayor precisión la velocidad del Sol que mediante el método anterior, que consistía en combinar los movimientos propios de las estrellas con especulaciones sobre las distancias promedio de las distintas clases de estrellas. Esto ya fue intentado por el Dr. Kempf, quien, a partir de las observaciones espectrográficas de Potsdam, determinó que la velocidad del Sol era de 18·6 kilómetros, o 11·5 millas por segundo, un resultado que probablemente no está lejos de la verdad.

Pero los espectros de las estrellas fijas también pueden decirnos algo sobre el movimiento orbital en estos sistemas extremadamente distantes. Si una estrella girara alrededor de otra en un plano que pasa por el Sol, debería moverse directamente hacia nosotros en un lado de la órbita y directamente alejarse de nosotros en el otro, sin cambiar su distancia de nosotros mientras pasa por delante o detrás del cuerpo central. Por lo tanto, si, a través de observaciones espectroscópicas, descubrimos que una estrella se mueve alternativamente hacia y alejándose de la Tierra en un período determinado, no cabe duda de que esta estrella está orbitando algún cuerpo invisible (o, más bien, el centro de gravedad de ambos) en el período indicado por el desplazamiento de las líneas espectrales. En el capítulo XIX mencionamos la estrella variable Algol, en la constelación de Perseo, que pertenece a una clase de estrellas variables caracterizadas por el hecho de que, durante la mayor parte…

Durante ese período permanecen con una luminosidad inalterada, mientras que durante un tiempo muy breve se vuelven considerablemente más tenues. Que esto se debía a algún tipo de eclipse —o, en otras palabras, al paso periódico de un cuerpo oscuro delante de la estrella, ocultándonos más o menos a esta última— era la hipótesis más sencilla posible, y ya había sido aceptada generalmente años atrás. Pero no era posible demostrar que esa fuera la verdadera explicación de la periodicidad de estrellas como Algol hasta que el profesor Vogel, a partir de las observaciones espectroscópicas realizadas en Potsdam, descubrió que antes de cada mínimo Algol se aleja del Sol, mientras que se acerca a nosotros después del mínimo. Suponiendo que la órbita es circular, se determinó que la velocidad de Algol era de veintiséis millas por segundo. A partir de esto, de la duración del período (2 días, 22 horas, 48 minutos y 55 segundos) y del tiempo de oscurecimiento, fue fácil calcular el tamaño de la órbita y las dimensiones reales de los dos cuerpos. Incluso fue posible ir un paso más allá y calcular, a partir de las velocidades orbitales, las masas de los dos cuerpos,[41] suponiendo que tenían una densidad igual; una suposición que sin duda es muy incierta. A continuación se presentan los elementos aproximados del sistema de Algol encontrados por Vogel:—

Diámetro de Algol: 1.054.000 millas.
Diámetro del compañero: 825.000 millas.
Distancia entre sus centros: 3.220.000 millas.
Velocidad orbital de Algol: 26 millas por segundo.
Velocidad orbital del compañero: 55 millas por segundo.
Masa de Algol: 4/9 de la masa del Sol.
Masa del compañero: 2/9 de la masa del Sol.

El período de Algol ha ido disminuyendo gradualmente durante el último siglo (en seis o siete segundos), pero aún queda por averiguar si esto se debe al movimiento de la pareja alrededor de un tercer cuerpo mucho más distante, como sugiere el señor Chandler.

Ya hemos mencionado que, para que se produzcan eclipses y, por lo tanto, variaciones en la luz, es necesario que la línea de visión se encuentre casi en el plano de la órbita. También es esencial que exista una diferencia considerable en brillo entre los dos cuerpos. Estas condiciones deben cumplirse en las quince estrellas variables de la clase Algol que se conocen actualmente; pero según la teoría de la probabilidad, deben existir muchos más sistemas binarios como el de Algol en los que estas condiciones no se cumplen, y en esos casos no ocurrirán variaciones en el brillo de las estrellas. Por supuesto, conocemos muchos casos de una estrella luminosa que orbita alrededor de otra, pero también deben existir casos en los que un compañero de gran tamaño orbite alrededor de otro a una distancia tan pequeña que nuestros telescopios no son capaces de “dividir” la estrella doble. Esto en realidad ha sido descubierto mediante el espectrómetro. Si suponemos que un sistema estelar doble extremadamente cercano es examinado con el espectrómetro, los espectros de las dos componentes se superpondrán, y no nos daremos cuenta de que en realidad estamos viendo dos espectros diferentes. Pero durante la revolución de los dos cuerpos alrededor de su centro de gravedad común, debe llegar periódicamente un momento en el que uno de los cuerpos se mueve hacia nosotros y el otro se aleja, y en consecuencia las líneas del espectro del primero experimentarán un ligero desplazamiento hacia el extremo violeta del espectro, mientras que las del otro sufrirán un ligero desplazamiento hacia el rojo. Las líneas comunes a ambos espectros se volverán, por lo tanto, periódicamente dobles. Un descubrimiento de este tipo fue hecho por primera vez en 1889 por el profesor Pickering a partir de fotografías del espectro de Mizar, o ζ Ursa Majoris, la componente más grande de la famosa estrella doble situada en la cola del Oso Mayor. Se descubrió que ciertas líneas eran dobles a intervalos de cincuenta y dos días. La separación máxima de las dos componentes de cada línea corresponde a una velocidad relativa de una estrella con respecto a la otra de unos cien millas por segundo, pero observaciones posteriores han demostrado

El caso podría ser muy complicado, ya sea debido a una órbita elíptica muy excéntrica o posiblemente por la presencia de un tercer cuerpo. Las fotografías del Harvard College también mostraron una duplicidad periódica de líneas en la estrella β Aurigæ; el período era sorprendentemente corto: solo tres días, veintitrés horas y treinta y siete minutos. En 1891, Vogel descubrió, a partir de fotografías del espectro de Spica, la estrella de primera magnitud en Virgo, que esta estrella se aleja y se acerca alternativamente al sistema solar, con un período de cuatro días. Desde entonces se han encontrado otros “binarios espectroscópicos”; en particular, un componente de Castor, con un período de tres días, descubierto por M. Belopolsky, y una estrella en la constelación de Escorpión, con un período de solo treinta y cuatro horas, detectada en los espectrogramas de Harvard.

Hace poco, el señor H.F. Newall, de Cambridge, y el señor Campbell, del Observatorio Lick, demostraron que α Aurigæ, o Capella, está compuesta por una estrella similar al Sol y otra similar a Procyon, que giran alrededor de su centro de gravedad común en 104 días.

A primera vista, resulta algo realmente sorprendente la idea de dos soles que giran uno alrededor del otro, separados por una distancia que, en comparación con sus diámetros, es muy pequeña. En el sistema de Algol, por ejemplo, tenemos dos cuerpos: uno del tamaño de nuestro propio Sol y el otro ligeramente más grande; ambos se mueven alrededor de su centro de gravedad común en menos de tres días, a una distancia entre sus superficies equivalente a solo el doble del diámetro del cuerpo más grande. De igual manera, en el sistema de Spica tenemos dos soles que giran uno alrededor del otro en solo cuatro días, a una distancia equivalente a la que hay entre Saturno y su sexto satélite. Pero aunque actualmente no tenemos nada similar en nuestro sistema solar, se puede demostrar matemáticamente que es perfectamente posible que un sistema de este tipo mantenga su estabilidad, si no para siempre, al menos durante eras largas. Veremos en nuestro último capítulo que, con toda probabilidad, hubo un momento en el que la Tierra y la Luna formaban un sistema peculiar de dos cuerpos que giraban rápidamente a una distancia muy pequeña en comparación con los diámetros de esos cuerpos.

Es posible que tengamos un sistema aún más complicado en la estrella conocida como β Lyræ. Se trata de una estrella variable de gran interés, cuyo período es de doce…

días y veintidós horas, tiempo durante el cual pasa de una magnitud de 4-1⁄2 a algo por encima de 3-1⁄2, desciende casi hasta la cuarta magnitud, vuelve a subir a 3-1⁄2 en su totalidad y finalmente baja a una magnitud de 4-1⁄2. En 1891, el profesor Pickering descubrió que las líneas brillantes del espectro de esta estrella cambiaban de posición de vez en cuando, apareciendo ora en un lado, ora en el otro lado de las líneas oscuras correspondientes. Obviamente, estas líneas brillantes cambian de longitud de onda; la fuente de luz se aleja y se acerca alternativamente de la Tierra, y lo primero parecía ocurrir durante la mitad del período de variación de la luz de la estrella, y lo segundo durante la otra mitad. El espectro de esta estrella fue examinado además por Belopolsky y otros, quienes descubrieron que las líneas eran aparentemente dobles, pero que uno de sus componentes desaparecía o se volvía muy estrecho de vez en cuando. Partiendo de la suposición de que estas líneas eran realmente simples (la aparente duplicidad resultante de la superposición de una línea oscura), Belopolsky determinó la cantidad de su desplazamiento midiendo las distancias desde los dos extremos de una línea de hidrógeno (F) hasta la línea de hidrógeno artificial producida por gas que brillaba en un tubo y que se fotografiaba junto con el espectro de la estrella. Suponiendo que el acercamiento y alejamiento alternativos se debían a una revolución orbital, Belopolsky descubrió que el cuerpo que emitía la luz de las líneas brillantes se movía a una velocidad orbital de cuarenta y una millas por hora. En 1897 logró observar el desplazamiento de una línea oscura causada por el magnesio, y descubrió que el cuerpo que la emitía también se movía en órbita; pero mientras que las velocidades de la línea brillante F son positivas después del mínimo principal de la luz de la estrella, las de la línea oscura son negativas. Por lo tanto, durante el mínimo principal es una estrella que emite la línea oscura la que es eclipsada, y durante el mínimo secundario es otra estrella que emite la línea brillante la que es eclipsada. Sin embargo, esta maravillosa variable requerirá más observaciones antes de que se resuelva finalmente el problema de su estructura, y lo mismo puede decirse de varias estrellas variables, como η Aquilæ y δ Cephei, en las cuales se ha encontrado una falta de armonía entre los cambios de velocidad y las fluctuaciones de la luz.

Existen algunas analogías sorprendentes entre el complejo espectro de β Lyræ y los espectros de las estrellas temporales. La primera “estrella nueva” que pudo ser examinada espectroscópicamente fue aquella que apareció en Corona Borealis en 1866, y que fue estudiada por Sir W. Huggins. Mostraba un espectro continuo con líneas de absorción oscuras, así como las líneas brillantes del hidrógeno; prácticamente el mismo espectro que el de las estrellas de tipo II.b. Lo mismo ocurrió con la estrella de Schmidt de 1876, la cual mostraba la línea de helio (D3) y la línea principal de la nebulosa, además de las líneas del hidrógeno; pero en otoño de 1877, cuando la estrella había descendido a la décima magnitud, el Dr. Copeland se sorprendió al descubrir que solo era visible una línea, la línea principal de la nebulosa, en la cual casi todo el brillo de la estrella estaba concentrado, siendo el espectro continuo apenas perceptible. De hecho, parecía que la estrella se había transformado en una nebulosa planetaria, pero posteriormente el espectro pareció perder este carácter monocromático peculiar: la línea de la nebulosa desapareció y solo quedó visible un débil espectro continuo, lo mismo que ocurrió con la estrella de 1866, ya que también descendió a la décima magnitud. Todo lo que se podía observar de la nueva estrella que surgió en la nebulosa de Andrómeda en 1885 era un espectro continuo, muy similar al espectro de la propia nebulosa.

Cuando se anunció la nueva estrella en Auriga, en febrero de 1892, los astrónomos estaban mejor preparados para observarla espectroscópicamente, ya que ahora era posible, mediante la fotografía, estudiar la parte ultravioleta del espectro, que es invisible a simple vista. El espectro visible era muy similar al de la Nova Cygni de 1876, pero cuando se midieron las longitudes de onda de todas las líneas brillantes observadas y fotografiadas en el Observatorio Lick y en Potsdam, se hizo evidente una fuerte similitud con el espectro de las líneas brillantes de la cromosfera solar. Las líneas de hidrógeno eran muy conspicuas, mientras que las líneas de hierro eran muy numerosas; también estaban presentes el calcio y el magnesio. Sin embargo, la revelación más notable que dieron las fotografías fue que, en muchos casos, las líneas brillantes estaban acompañadas, en el lado cercano al violeta, por anchas bandas oscuras; además, tanto las líneas brillantes como las oscuras tenían un carácter compuesto. Muchas de las bandas oscuras…

Las líneas presentaban una delgada línea brillante superpuesta en el centro, mientras que, por otro lado, muchas de las líneas brillantes tenían dos o tres puntos máximos de brillo. Los resultados de las mediciones del movimiento en la línea de visión fueron de especial importancia. Mostraron que la fuente de luz, de donde provenían las delgadas líneas brillantes dentro de las oscuras, se dirigía hacia el sol a una velocidad enorme de 400 millas por segundo. Y si las líneas brillantes eran realmente “inversiones” de las oscuras, entonces la fuente del espectro de absorción debía tener una velocidad muy similar. Por otro lado, si los dos o tres máximos de brillo en las líneas brillantes representaban realmente dos o tres cuerpos separados que generaban esas líneas brillantes, las mediciones indicaban que el principal de ellos estaba casi en reposo con respecto al sol, mientras que los demás se alejaban de nosotros a velocidades extraordinarias de 300 y 600 millas por segundo. Y como si esto no fuera lo suficientemente desconcertante, la estrella, al reactivarse en agosto de 1892 como estrella de magnitud diez, presentaba un espectro completamente diferente, mostrando únicamente un número de líneas brillantes pertenecientes a nebulosas planetarias. Es posible que las principales de estas estuvieran realmente presentes en el espectro desde el principio, pero que sus longitudes de onda hubieran cambiado debido a la variación en el movimiento en la línea de visión, de modo que las líneas de la nebulosa vistas en otoño eran idénticas a otras vistas en primavera en lugares ligeramente diferentes. Las observaciones posteriores de estas líneas de nebulosa parecían indicar un movimiento de la nova hacia el sistema solar (de unas 150 millas por segundo), movimiento que disminuía gradualmente.

Pero aunque estamos obligados a confesar nuestra incapacidad para decir con certeza por qué una estrella temporal brilla de repente de esa manera, tenemos todas las razones para pensar que estos extraños cuerpos, poco a poco, nos revelarán mucho sobre la constitución de las estrellas fijas. La gran variedad de espectros que vemos en el universo estrellado: espectros de nebulosas con líneas brillantes, espectros estelares de carácter similar, otros con anchas bandas de absorción, o numerosas líneas oscuras como las de nuestro sol, o solo unas pocas líneas de absorción… Todo esto nos muestra que el universo está repleto de cuerpos en diversos estados de evolución. Tendremos algo más que decir al respecto cuando consideremos la importancia astronómica del calor; pero ya hemos llegado a un punto en el que el ser humano…

El intelecto apenas puede mantener el ritmo del desarrollo de nuestros recursos instrumentales, y nuestra imaginación se queda perpleja cuando intentamos sistematizar los conocimientos que hemos adquirido. Es evidente que se debe ejercer una gran prudencia en la interpretación de los fenómenos observados, como lo demuestra la reciente experiencia del profesor Rowland, de Baltimore; de ella aprendemos que las líneas espectrales no solo se ensanchan debido al aumento de la presión del vapor que emite luz, sino que también pueden desplazarse físicamente. El descubrimiento del doctor Zeeman, de que una línea proveniente de una fuente situada en un campo magnético intenso puede verse tanto ensanchada como duplicada, también aumentará nuestras dificultades para interpretar estos fenómenos oscuros.

CAPÍTULO XXIV.
LA PRECESIÓN Y LA NUTACIÓN DEL EJE TERRESTRE.
El Polo no es un punto fijo: su efecto en las posiciones aparentes de las estrellas; la ilustración con el topo; la fuerza perturbadora que actúa sobre la Tierra; la atracción del Sol sobre un globo; la protuberancia en el ecuador; la atracción de esta protuberancia por parte del Sol y de la Luna, que produce la precesión; la eficiencia del agente causante de la precesión varía inversamente con el cubo de la distancia; la eficiencia relativa del Sol y de la Luna; cómo el polo del eje terrestre gira alrededor del polo de la eclíptica; la variación de la latitud.

La posición del polo celeste se indica más convenientemente mediante la brillante estrella conocida como Estrella Polar, que se encuentra en sus inmediaciones. Alrededor de este polo, todo el cielo parece rotar una vez por día estelar; hasta ahora siempre hemos considerado al polo como si fuera un punto fijo en el cielo. Este lenguaje es suficientemente correcto cuando consideramos solo un período de tiempo moderado. Sin duda, en la actualidad el polo se encuentra cerca de la Estrella Polar. Así fue durante la vida de la última generación, y así seguirá siendo durante la vida de la siguiente generación. Sin embargo, durante todo este tiempo el polo se mueve constantemente en el cielo, de modo que llegará un momento en que estará muy lejos de la actual Estrella Polar. Este movimiento es incesante. Puede detectarse y medirse fácilmente con los instrumentos de nuestros observatorios, y los astrónomos saben que en todos sus cálculos es necesario tener en cuenta especialmente este movimiento del polo. Él provoca un cambio aparente en la posición de una estrella, fenómeno conocido como “precesión”.

Fig. 100.

El movimiento del polo se muestra muy claramente en la figura adjunta (Fig. 100), por lo cual debo agradecer la amabilidad del difunto

Profesor C. Piazzi Smyth. El círculo muestra la trayectoria a lo largo de la cual el polo se mueve entre las estrellas.

El centro del círculo, en la constelación de Draco, es el polo de la eclíptica. Un recorrido completo del polo dura un período considerable de unos 25.867 años. El dibujo muestra la posición del polo en varias fechas, desde el año 4000 a.C. hasta el año 2000 d.C. Una simple ojeada a este mapa nos hace comprender claramente cuán casual es la proximidad del polo a la Estrella Polar. Actualmente, de hecho, la distancia entre ambos está disminuyendo, pero más adelante esa distancia aumentará hasta que, cuando se haya completado la mitad de la revolución, el polo esté a una distancia equivalente al doble del radio del círculo desde la Estrella Polar. En ese momento, el polo estará cerca de la brillante estrella Vega o α Lyræ, de modo que nuestros sucesores, aproximadamente en 12.000 años, podrán utilizar a Vega para muchos de los mismos fines para los cuales se utiliza actualmente la Estrella Polar. Al mirar hacia épocas pasadas, vemos que hace unos 2.000 o 3.000 años a.C., la estrella α Draconis estaba en una posición adecuada para servir como Estrella Polar, mientras que β y δ de la Osa Mayor funcionaban como indicadores. No hace falta añadir que, desde el nacimiento de la astronomía precisa, el curso del polo solo ha sido observado en una parte muy pequeña de ese gran círculo. Sin embargo, no tenemos motivos para dudar de que el movimiento del polo seguirá por el mismo camino. Esto quedará perfectamente claro cuando procedamos a explicar este fenómeno tan interesante.

El polo norte del cielo es el punto de la esfera celeste hacia el cual está orientado el extremo norte del eje alrededor del cual gira la Tierra. De ello se deduce que este eje debe estar cambiando constantemente de posición. La naturaleza del movimiento de la Tierra, en lo que respecta a su rotación, puede ilustrarse con un juguete muy común conocido por todos los niños. Cuando se hace girar un trompo, este, por supuesto, gira muy rápidamente alrededor de su eje; pero además de esta rotación, suele haber otro movimiento, por el cual el eje del trompo no permanece en una dirección fija, sino que se mueve por una trayectoria cónica alrededor de la línea vertical. La figura adjunta (Fig. 101) muestra al trompo. Por supuesto, está girando con gran rapidez alrededor de su eje, mientras que el propio eje también gira.

alrededor de la línea vertical con un movimiento muy deliberado. Si pudiéramos imaginar una enorme pieza que girara sobre su eje una vez al día, y si ese eje estuviera inclinado en un ángulo de veintitrés grados y medio con respecto a la vertical, y si el lento movimiento cónico del eje fuera tal que la revolución completa del mismo se produjera en unos 26.000 años, entonces los movimientos serían similares a los que realmente realiza la Tierra. La ilustración de esa pieza se acerca, de hecho, mucho al fenómeno real de la precesión. En cada caso, la rotación alrededor del eje es mucho más rápida que la propia revolución del eje; en cada caso también, el movimiento lento se debe a una interferencia externa. Al observar la figura de la pieza (Fig. 101), podemos hacernos la pregunta: ¿Por qué no cae? El efecto obvio de la gravedad parecería indicar que es imposible que la pieza se encuentre en la posición mostrada en la figura. Sin embargo, todos saben que esto es posible siempre y cuando la pieza siga girando. Si la pieza dejara de girar, por supuesto, caería. Por lo tanto, se deduce que el efecto de la rápida rotación de la pieza modifica tanto el efecto de la gravedad que esta, en lugar de producir su consecuencia aparentemente obvia, causa el lento movimiento cónico del eje de rotación. Esto es, sin duda, una cuestión dinámica de cierta dificultad, pero es fácil verificar experimentalmente que así es. Si se construye una pieza de modo que el punto alrededor del cual gira coincida con el centro de gravedad, entonces no hay efecto de la gravedad sobre ella, ni se percibe ningún movimiento cónico.

Si la Tierra no estuviera sujeta a ninguna interferencia externa, entonces la dirección del eje alrededor del cual gira debería permanecer constante para siempre; pero como la dirección del eje no permanece constante, es necesario buscar una fuerza perturbadora adecuada para explicar los fenómenos que se observan. Hemos encontrado invariablemente que los fenómenos dinámicos de la astronomía pueden explicarse mediante la ley de la gravedad universal. Por lo tanto, es natural preguntarse hasta qué punto la gravedad puede explicar el fenómeno de la precesión; y, para plantear la cuestión de la forma más sencilla, consideremos el efecto que un cuerpo atractor distante puede tener sobre la rotación de la Tierra.

Para responder a esta pregunta, resulta necesario definir con precisión qué entendemos por Tierra; y como para la mayoría de los fines de la astronomía consideramos a la Tierra como un globo esférico, comenzaremos con esta suposición. También parece cierto que el interior de la Tierra es, en general, más denso que las partes exteriores. Por lo tanto, es razonable suponer que la densidad aumenta a medida que descendemos; tampoco existe motivo suficiente para pensar que la Tierra sea mucho más densa en una parte que en cualquier otra parte igualmente alejada del centro. Por eso, en tales cálculos suele suponerse que la Tierra está formada por capas esféricas concéntricas, cada una de las cuales tiene una densidad uniforme; mientras que la densidad disminuye desde cada capa hacia la que está fuera de ella.

Supongamos que una esfera con esta constitución se somete a la atracción de algún cuerpo externo; examinemos entonces los efectos que ese cuerpo externo puede producir. Por ejemplo, supongamos que el sol atrae a una esfera de este tipo: ¿qué movimientos serán el resultado? El primer y más obvio resultado es aquel del cual ya hemos hablado con frecuencia, y que se expresa mediante las leyes de Kepler: la atracción obligará a la Tierra a orbitar alrededor del sol por una trayectoria elíptica, cuyo foco está en el sol. Sin embargo, en este momento no nos interesa ese movimiento. Debemos averiguar hasta qué punto la atracción del sol puede modificar la rotación de la Tierra alrededor de su eje. Se puede demostrar que la atracción del sol sería incapaz de perturbar la rotación de la Tierra tal como está constituida. Este es un resultado que puede probarse formalmente mediante cálculos matemáticos. No obstante, es suficientemente evidente que la fuerza de atracción de cualquier punto distante sobre una esfera simétrica debe pasar por el centro de dicha esfera; y como el sol no es más que un enorme conjunto de puntos atractores, solo puede generar una multitud correspondiente de fuerzas de atracción; cada una de estas fuerzas pasa por el centro de la Tierra, y por lo tanto la fuerza resultante, que expresa el efecto conjunto de todas las fuerzas individuales, también debe dirigirse a través del centro de la Tierra. Una fuerza de este carácter, sea cual sea otra influencia potente que pueda tener, será incapaz de afectar la rotación de la Tierra. Si la Tierra gira alrededor de un eje, la dirección de ese eje se mantendrá invariablemente; de modo que, mientras la Tierra orbita alrededor del sol, seguirá girando alrededor de un eje que siempre permanecerá paralelo a sí mismo. Tampoco la atracción de la Tierra por parte de cualquier otro cuerpo resultaría más eficaz que la del sol. Si la Tierra fuera realmente la esfera simétrica que hemos supuesto, entonces la atracción del sol y de la luna, e incluso la influencia de todos los planetas, nunca serían capaces de hacer que el eje de rotación de la Tierra se desvíe ni siquiera por un segundo de su dirección original.

De este modo, hemos restringido enormemente la búsqueda de la causa de la “precesión”. Si la Tierra fuera una esfera perfecta, la precesión sería inexplicable. Por lo tanto, estamos obligados a buscar una explicación.

La precesión se debe al hecho de que la Tierra no es una esfera perfecta. Ya hemos demostrado que este es el caso. Hemos mostrado que el eje ecuatorial de la Tierra es más largo que el eje polar, por lo que existe una zona protuberante que rodea el ecuador. La atracción de los cuerpos externos puede afectar a esta protuberancia y, así, forzar al eje de rotación de la Tierra a cambiar de dirección.

Solo hay dos cuerpos en el universo que contribuyen de manera significativa al movimiento de precesión del eje terrestre: estos cuerpos son el Sol y la Luna. La participación del Sol y de la Luna en este proceso no es la que cabría esperar si se examina el tema de forma apresurada. Este es un punto sobre el cual conviene detenerse, ya que ilustra un aspecto de la teoría de la gravedad de gran importancia.

La ley de la gravedad afirma que la intensidad de la atracción que puede ejercer un cuerpo es directamente proporcional a la masa de ese cuerpo e inversamente proporcional al cuadrado de su distancia desde el punto atraído. Podemos, por lo tanto, comparar la atracción que ejercen sobre la Tierra el Sol y la Luna. La masa del Sol supera a la masa de la Luna en una proporción de aproximadamente 26.000.000 a 1. Por otro lado, la Luna se encuentra a una distancia que, en promedio, es aproximadamente 1/386 de la distancia al Sol. Así, es fácil calcular que la eficacia de la atracción del Sol sobre la Tierra es unas 175 veces mayor que la atracción de la Luna. De ahí que, por supuesto, la Tierra obedezca a la atracción sumamente importante del Sol y siga una trayectoria elíptica alrededor de él, llevando a la Luna como un apéndice.

Pero cuando nos referimos a ese efecto específico de la atracción capaz de producir precesión, descubrimos que la ley mediante la cual se calcula la eficacia del cuerpo atractor adopta una forma diferente. En este caso, la medida de la eficacia se obtiene dividiendo la masa del cuerpo entre el cubo de su distancia. La demostración completa de esta afirmación debe buscarse en las fórmulas matemáticas, y no puede incluirse en estas páginas; sin embargo, podemos…

Se presenta una consideración que permitirá al lector comprender, hasta cierto punto, el principio, aunque sin pretender ser una demostración de su exactitud. Será evidente que cuanto más se acerca el cuerpo perturbador a la Tierra, mayor es el efecto de palanca (si podemos usar esa expresión) que proporciona la protuberancia en el ecuador. La eficiencia de una fuerza dada aumentará, por este solo motivo, en proporción inversa a la distancia. La intensidad real de la fuerza misma aumenta en la cuarta potencia de la distancia; por lo tanto, la capacidad del cuerpo atrayente para producir precesión aumentará, por dos razones, cuando la distancia disminuye. Supongamos, por ejemplo, que el cuerpo perturbador se acerca a la mitad de su distancia original con respecto al cuerpo afectado: de esta manera, el efecto de palanca se duplica, mientras que la intensidad real de la fuerza se cuadruplica al mismo tiempo, según la ley de la gravedad. De ello se deduce que el efecto producido en este último caso debe ser ocho veces mayor que en el primero. Y esto equivale simplemente a decir que la capacidad de un cuerpo para producir precesión varía en proporción inversa al cubo de la distancia.

Es esta consideración la que confiere a la Luna una importancia como agente capaz de producir precesión, algo que su mera capacidad de atracción no le habría permitido lograr. Aunque la masa del Sol es 26.000.000 de veces mayor que la masa de la Luna, al dividir este número entre el cubo del valor relativo de las distancias entre los cuerpos (386), se observa que la eficiencia de la Luna es más de dos veces mayor que la del Sol. En otras palabras, podemos decir que un tercio del movimiento de precesión se debe al Sol y dos tercios a la Luna.

Para estudiar el efecto de precesión conjunto causado por el Sol y la Luna actuando simultáneamente, será conveniente considerar primero el efecto producido por cada uno de los cuerpos por separado; y como el caso del Sol es el más simple de los dos, lo abordaremos primero. A medida que la Tierra recorre su órbita anual alrededor del Sol, su eje está orientado hacia un punto en el cielo que se encuentra a 23-1/2° del polo de la eclíptica. La precesión…

El efecto del sol es hacer que este punto —el polo de la Tierra— gire, manteniendo siempre la misma distancia angular con respecto al polo de la eclíptica; y así obtenemos un movimiento del tipo representado en el diagrama. Dado que la eclíptica ocupa una posición que, para nuestros fines actuales, podemos considerar fija en el espacio, se deduce que el polo de la eclíptica es un punto fijo en la superficie celeste; por lo tanto, la trayectoria del polo de la Tierra debe ser un pequeño círculo en el cielo, fijo en su posición con respecto a las estrellas circundantes. En esto encontramos un movimiento estrictamente análogo al del topo. Es la gravedad de la Tierra actuando sobre el topo lo que lo fuerza a realizar ese movimiento cónico. El efecto inmediato de la gravedad se modifica debido a la rápida rotación del topo, de modo que, en cumplimiento de un profundo principio dinámico, el eje del topo gira en forma de cono en lugar de caer, como ocurriría si el topo no girara. De manera similar, el efecto inmediato de la atracción del sol sobre la protuberancia en el ecuador sería hacer que el polo del eje terrestre se acercara al polo de la eclíptica, pero la rápida rotación de la Tierra modifica esto en el movimiento cónico de precesión.

Las circunstancias relacionadas con la Luna son mucho más complicadas. La Luna describe una órbita determinada alrededor de la Tierra; esa órbita se encuentra en un plano determinado, y ese plano tiene, por supuesto, un polo en la esfera celeste. El efecto de precesión de la Luna tendería, por lo tanto, a hacer que el polo del eje terrestre describa un círculo alrededor de ese punto en el cielo que es el polo de la órbita lunar. Este punto está a unos 5° del polo de la eclíptica. Por lo tanto, el polo de la Tierra está sometido a dos movimientos diferentes: uno es una revolución alrededor del polo de la eclíptica, y el otro es una revolución alrededor de otro punto situado a 5° de distancia, que es el polo de la órbita lunar. Parecería, entonces, que el polo terrestre debería realizar un movimiento compuesto debido a estos dos movimientos separados. Efectivamente, así es, pero hay un punto que debe tenerse muy en cuenta, ya que a primera vista parece casi paradójico. Hemos demostrado cómo la capacidad de la Luna como agente de precesión supera a la del Sol, y por lo tanto podría pensarse que el movimiento compuesto del polo terrestre seguiría esa tendencia.

más cercano a una rotación alrededor del polo del plano de la órbita lunar que a una rotación alrededor del polo de la eclíptica; pero no es así. El movimiento de precesión se representa por una revolución alrededor del polo de la eclíptica, como se muestra en la figura. Aquí yace el germen de una de esas exquisitas descubrimientos astronómicos que nos deleitan al ilustrar algunos de los fenómenos más sutiles de la naturaleza.

El plano en el que gira la Luna no ocupa una posición constante. No nos ocupamos aquí especialmente de las causas de este cambio en el plano de la órbita lunar, pero hay que enunciar la naturaleza de este movimiento. La inclinación de este plano con respecto a la eclíptica es de unos 5°, e esta inclinación no varía (salvo dentro de límites muy estrechos); pero la línea de intersección de los dos planos sí varía, y de hecho lo hace con tal rapidez que completa una revolución en unos 18-2/3 años. Este movimiento del plano de la órbita lunar implica un cambio correspondiente en la posición de su polo. Así, vemos que el polo de la órbita lunar debe estar en realidad girando alrededor del polo de la eclíptica, manteniéndose siempre a la misma distancia de 5° y completando su revolución en 18-2/3 años. Por lo tanto, será obvio que existe una diferencia profunda entre el efecto de precesión del Sol y el de la Luna en su acción sobre la Tierra. El Sol hace que el polo terrestre describa un círculo alrededor de un centro fijo; la Luna hace que el polo terrestre describa un círculo alrededor de un centro que está él mismo en movimiento constante. Afortunadamente, las circunstancias del caso son tales que reducen considerablemente la complejidad del problema. El movimiento del plano lunar, que dura solo unos 18-2/3 años, es un movimiento muy rápido en comparación con todo el movimiento de precesión, que dura unos 26,000 años. De ello se deduce que, para cuando el eje terrestre haya completado una vuelta completa de su majestuoso cono, el polo del plano lunar habrá dado unas 1,400 vueltas. Ahora, como este polo realmente solo describe un cono relativamente pequeño de radio 5°, podemos, como primera aproximación, tomar la posición promedio que ocupa; pero esta posición promedio

La posición es, por supuesto, el centro del círculo que describe, es decir, el polo de la eclíptica.

Así vemos que el efecto de precesión medio de la Luna simplemente colabora con el del Sol para producir una revolución alrededor del polo de la eclíptica. Los fenómenos más evidentes de los movimientos del eje terrestre se explican por la revolución uniforme del polo en una trayectoria circular; pero si realizamos un examen detallado de la trayectoria del eje terrestre, descubriremos que, aunque en general concuerda con un círculo, en realidad traza una línea sinuosa, a veces dentro y otras veces fuera del círculo. Este delicado movimiento surge del cambio continuo en la posición del polo de la órbita lunar. El período de estas oscilaciones es de 18⅔ años, lo cual coincide exactamente con el período de revolución de los nodos lunares. La cantidad por la cual el polo se desvía del círculo en cada lado es de solo unos 9,2 segundos, una cantidad bastante menor que la vigésima milésima parte del radio de la esfera. Este fenómeno, conocido como “nutación”, fue descubierto gracias a las magníficas investigaciones telescópicas de Bradley en 1747. Ya sea por el interés teórico del tema o por la precisión de las observaciones involucradas, este logro del “Vir incomparabilis”, como lo llamó Bessel, es una de las obras maestras del genio astronómico.

Los fenómenos de precesión y nutación dependen de los movimientos de la Tierra misma, y no de los movimientos del eje de rotación dentro de la Tierra. Por lo tanto, la distancia de cualquier punto específico de la Tierra desde el polo norte o sur no se ve afectada por ninguno de estos fenómenos. La latitud de un lugar es la distancia de ese lugar desde el ecuador terrestre, y esta cantidad permanece inalterada durante el largo ciclo de precesión de 26.000 años. Pero en los últimos años se ha descubierto que las latitudes están sujetas a un pequeño cambio periódico de unas pocas décimas de segundo de arco. Esto fue señalado por primera vez alrededor de 1880 por el Dr. Küstner, de Berlín, y mediante un análisis magistral de todas las observaciones disponibles, realizadas a lo largo de muchos años en diversos observatorios, el Dr. Chandler, de Boston, ha demostrado que

La latitud de cada punto en la Tierra está sujeta a una doble oscilación: el período de una es de 427 días y el del otro de aproximadamente un año; la amplitud media de cada una es de 0,14”. En otras palabras, el punto situado en las regiones árticas, directamente en la prolongación del eje de rotación de la Tierra, no está absolutamente fijo; el extremo del eje imaginario se mueve de manera complicada, pero siempre manteniéndose a pocos metros de su posición promedio. Este notable descubrimiento no solo es valioso por introducir un nuevo refinamiento en muchas investigaciones astronómicas que dependen de un conocimiento preciso de la latitud, sino que las investigaciones teóricas demuestran que los períodos de esta variación son incompatibles con la suposición de que la Tierra es un cuerpo absolutamente rígido. Aunque esta suposición ya se ha considerado insostenible por otros motivos, la confirmación de este punto de vista por parte del descubrimiento del Dr. Chandler tiene una gran importancia.

CAPÍTULO XXV.
LA ABERRACIÓN DE LA LUZ.
Los movimientos reales y aparentes de las estrellas —Cómo se pueden distinguir—
La aberración produce efectos dependientes de la posición de las estrellas —El polo de la eclíptica— La aberración hace que las estrellas parezcan moverse en un círculo, una elipse o una línea recta según su posición —Todas las elipses tienen ejes mayores iguales —¿Cómo se puede explicar este movimiento? —¿Cómo distinguirlo de la paralaje anual? —El vértice del camino terrestre —¿Cómo explicarlo mediante la velocidad de la luz? —¿Cómo se puede medir la escala del sistema solar mediante la aberración de la luz?

En este capítulo hemos de relatar un descubrimiento de carácter sumamente profundo, que ilustra de manera contundente algunas de las verdades fundamentales de la Astronomía. Nuestra discusión sobre él se dividirá naturalmente en dos partes. En la primera parte debemos describir la naturaleza del fenómeno y luego dar la explicación extremadamente elegante que ofrecen las propiedades de la luz. El descubrimiento telescópico de la aberración, así como su explicación, se deben ambos al ilustre Bradley.

La expresión “estrella fija”, tan frecuentemente utilizada en astronomía, debe entenderse en un sentido muy cualificado. Las estrellas están, sin duda, bien fijas en sus posiciones, en lo que respecta a una observación rudimentaria. Los contornos de las constelaciones permanecen inmutables durante siglos, y, en contraste con los movimientos constantes de los planetas, no es inapropiado llamarlas fijas. Sin embargo, hemos tenido más de una ocasión de mostrar a lo largo de esta obra que la expresión “estrella fija” no es precisa cuando se tienen en cuenta cantidades mínimas. Con las mediciones exactas de los instrumentos modernos, muchas de estas cantidades son tan perceptibles que hay que tenerlas siempre en cuenta en la investigación astronómica. Podemos dividir los movimientos de las estrellas en dos grandes categorías: los movimientos reales y los movimientos aparentes. El movimiento propio de las estrellas y los movimientos de rotación de las estrellas binarias constituyen los movimientos reales de estos cuerpos.

Estos movimientos son propios de cada estrella; por lo tanto, dos estrellas, aunque estén cerca una de la otra en el cielo, pueden diferir enormemente en cuanto a los movimientos reales que presentan. De hecho, a veces ocurre que las estrellas de una determinada región se mueven de manera similar. En este fenómeno encontramos indicios de un movimiento real compartido por varias estrellas de un mismo grupo. Sin embargo, con esta excepción, los movimientos reales de las estrellas parecen no estar regidos por ninguna ley sistemática, y las estrellas que se mueven rápidamente están dispersas aquí y allá de forma indiscriminada por el cielo.

Los movimientos aparentes de las estrellas tienen un carácter diferente, ya que el movimiento de cada estrella está determinado por la posición que ocupa en el cielo. Es por este medio como podemos distinguir los movimientos reales de una estrella de sus movimientos aparentes, y analizar las características de ambos.

En este capítulo nos ocuparemos únicamente de los movimientos aparentes, y estos son tres: el debido a la precesión, el debido a la nutación y el debido a la aberración. Cada uno de estos movimientos aparentes obedece a leyes propias, lo que permite analizar el movimiento aparente total y determinar en qué proporciones la precesión, la nutación y la aberración han contribuido cada una. De este modo podemos aislar el efecto de la aberración como si fuera el único factor que provoca el desplazamiento aparente; así, mediante la combinación del cálculo matemático y la observación astronómica, podemos estudiar los efectos de la aberración con la misma claridad como si las estrellas no estuvieran afectadas por otros movimientos.

Al concentrar nuestra atención exclusivamente en los fenómenos de la aberración, describiremos su efecto específico en las estrellas de diferentes regiones del cielo, y así determinaremos las leyes según las cuales se manifiestan esos efectos. Una vez realizado este paso, estaremos en condiciones de dar una explicación clara de esas leyes, que dependen de la velocidad de la luz.

En una región concreta del cielo, el efecto de la aberración presenta un grado de simplicidad que no se observa en ningún otro lugar. Esta región se encuentra…

En la constelación de Draco, en el polo de la eclíptica. En este polo, o en sus inmediaciones, cada estrella, en virtud de la aberración, describe un círculo en los cielos. Este círculo es muy pequeño; se necesitarían algo así como 2.000 de estos círculos juntos para formar una área igual a la del satélite lunar. Expresado en el lenguaje astronómico habitual, deberíamos decir que el diámetro de este pequeño círculo es de unos 40,9 segundos de arco. Se trata de una cantidad que, aunque pequeña a simple vista, tiene en realidad una magnitud relativa considerable en el estado actual de la investigación telescópica. No solo es lo suficientemente grande como para ser percibida, sino que también puede medirse con una precisión que, de hecho, no admite dudas, hasta la centésima parte del total. También se observa que cada estrella describe su pequeño círculo en exactamente el mismo período de tiempo; y ese período es un año, o, en otras palabras, el tiempo que tarda la Tierra en completar una revolución alrededor del Sol. Se descubre que, para todas las estrellas de esta región, ya sean grandes o pequeñas, simples o dobles, blancas o de color, los círculos correspondientes a cada una tienen todos el mismo tamaño y se describen en el mismo tiempo. Solo con esto ya sería evidente que la causa del fenómeno no puede residir en la propia estrella. Esta unanimidad entre estrellas de toda magnitud y distancia requiere alguna explicación más sencilla.

Un examen más detallado de las estrellas en diferentes regiones arroja nueva luz sobre el tema. A medida que nos alejamos del polo de la eclíptica, seguimos encontrando que cada estrella presenta un movimiento anual del mismo carácter que las estrellas consideradas anteriormente. Sin embargo, en un aspecto existe una diferencia: la trayectoria aparente de la estrella ya no es un círculo; se ha convertido en una elipse. Pronto se comprende que la forma y la posición de esta elipse están determinadas por la sencilla ley según la cual, cuanto más lejos está la estrella del polo de la eclíptica, mayor es la excentricidad de la elipse. Las trayectorias aparentes de las estrellas que se encuentran a la misma distancia del polo tienen la misma excentricidad, y de los ejes de la elipse, el más corto siempre está dirigido hacia el polo, mientras que el más largo está, por supuesto, perpendicular a él. No obstante, se descubre que, por grande que sea la excentricidad, el eje mayor siempre mantiene su longitud original. Siempre es igual a unos 40,9 segundos, es decir, al diámetro del círculo de aberración en el propio polo. A medida que nos alejamos aún más…

En el polo de la eclíptica, observamos que cada estrella describe una trayectoria cada vez más excéntrica, hasta que, al final, cuando examinamos una estrella situada en la eclíptica, la elipse se ha vuelto tan delgada que se ha aplanado hasta convertirse en una línea. Cada estrella que se encuentra en la eclíptica oscila de un lado a otro a lo largo de ella con una amplitud de 40·9 segundos. Se necesita medio año para completar el recorrido en una dirección, y la otra mitad del año para que la estrella regrese a su posición original. Cuando pasamos a las estrellas del lado sur de la eclíptica, vemos que la misma serie de cambios tiene lugar en orden inverso. La elipse, que inicialmente es lineal, va aumentando gradualmente de anchura, aunque sigue manteniendo la misma longitud de eje mayor, hasta que, finalmente, las estrellas cercanas al polo sur de la eclíptica describen cada una un círculo igual a los caminos seguidos por las estrellas en el polo norte de la eclíptica.

El hecho de que los ejes mayores de todas esas elipses tengan la misma longitud sugiere una simplificación adicional. Supongamos que cada estrella, ya sea en el polo de la eclíptica o en cualquier otro lugar, sigue una trayectoria absolutamente circular, y que todos estos círculos no solo coinciden en tamaño, sino que también son todos paralelos al plano de la eclíptica: es fácil ver que esta sencilla suposición explicará los hechos observados. Las estrellas en el polo de la eclíptica, por supuesto, mostrarán sus círculos orientados bastante hacia nosotros, y veremos que siguen trayectorias circulares. Sin embargo, las trayectorias circulares de las estrellas lejanas al polo de la eclíptica solo se verán ligeramente de perfil, y por lo tanto las trayectorias aparentes serán elípticas, tal como realmente las encontramos. Incluso podemos calcular el grado de elipticidad que requeriría esta suposición, y descubrimos que coincide con la elipticidad observada. Finalmente, cuando observamos estrellas que realmente se mueven en la eclíptica, los círculos que siguen se verían de perfil, y por lo tanto las estrellas tendrían únicamente el movimiento lineal que se les observa tener. Todos los fenómenos observados resultan, así, completamente consistentes con la suposición de que cada una de las millones de estrellas en el cielo describe una vez al año una trayectoria circular; y que, sea la estrella lejana o cercana, este círculo siempre tiene el mismo diámetro aparente y se encuentra en un plano siempre paralelo al plano de la eclíptica.

Hemos transformado ahora los hechos observados en una forma que nos permite examinar la causa de un movimiento tan sistemático. ¿Por qué parece que cada estrella describe un pequeño camino circular? ¿Por qué ese camino debe ser paralelo a la eclíptica? ¿Por qué se completa exactamente en doce meses? Inmediatamente pensamos en el movimiento de la Tierra alrededor del Sol. Ese movimiento tiene lugar en la eclíptica y se completa en un año. Las coincidencias son tan evidentes que casi nos sentimos obligados a relacionar de alguna manera este aparente movimiento de las estrellas con el movimiento anual de la Tierra alrededor del Sol. Si no existiera tal relación, sería sumamente improbable que los planos de los círculos fueran todos paralelos a la eclíptica, o que el tiempo de rotación de cada estrella en su círculo fuera igual al tiempo de rotación de la Tierra alrededor del Sol. Dado que ambas condiciones se cumplen, la probabilidad de que exista dicha relación aumenta hasta un valor casi infinito.

Surge entonces la importante pregunta de por qué el movimiento de la Tierra alrededor del Sol debería estar asociado de manera tan notable con este movimiento universal de las estrellas. Hay aquí un punto obvio que cabe señalar y descartar. En un capítulo anterior discutimos la importante cuestión de la paralaje anual de las estrellas, y mostramos cómo, debido a la paralaje anual, cada estrella describe una elipse. Se puede demostrar además que estas elipses son en realidad círculos paralelos a la eclíptica; por lo que podríamos suponer a la ligera que la paralaje anual era la causa del fenómeno descubierto por Bradley. Sin embargo, una sola circunstancia descarta esta sugerencia. El círculo que describe una estrella debido a la paralaje anual tiene una magnitud que depende de la distancia de la estrella, de modo que los círculos descritos por diferentes estrellas tienen dimensiones diversas, correspondientes a las distintas distancias de cada una. Los fenómenos de aberración, en cambio, indican claramente que el camino circular de cada estrella es del mismo tamaño, independientemente de su distancia, y por lo tanto la paralaje anual no ofrece una explicación adecuada. También cabe señalar que los movimientos de una estrella producidos por la paralaje anual son mucho menores que aquellos debidos a la aberración. No existe ninguna estrella conocida cuyo camino circular…

La trayectoria debida a la paralaje anual tiene un diámetro que representa una vigésima parte del diámetro del círculo causado por la aberración; de hecho, en la gran mayoría de los casos la paralaje de la estrella es una cantidad absolutamente insignificante.

Sin embargo, existe una distinción aún más grave y completamente insuperable entre la trayectoria paraláctica y la trayectoria aberracional. Para simplificar, consideremos una estrella situada cerca del polo de la eclíptica, la cual parece moverse anualmente en un círculo, ya sea que consideremos el fenómeno de la paralaje o el de la aberración. A medida que la Tierra gira, la estrella también parece girar; así, a cada posición de la Tierra en su órbita le corresponde una cierta posición de la estrella en su círculo. Si el movimiento proviene de la paralaje anual, es fácil determinar dónde se encontrará la estrella para cualquier posición de la Tierra. No obstante, se ha comprobado que, en el movimiento descubierto por Bradley, la estrella nunca ocupa la posición que la paralaje le asigna, sino que, de hecho, está a una cuarta parte de la circunferencia de su pequeño círculo de distancia de dicha posición.

Una regla sencilla permite determinar la posición de la estrella debido a la aberración. Se traza desde el centro de la elipse un radio paralelo a la dirección en la que se mueve la Tierra en el momento en cuestión; entonces, el extremo de este radio indica el punto de la elipse donde se encuentra la estrella. Probada en todas las estaciones y con todas las estrellas, esta ley siempre se cumple, y gracias a ella podemos llegar a la verdadera explicación del fenómeno.

Podemos enunciar los efectos de la aberración de una manera algo diferente, lo cual mostrará aún más claramente cómo este fenómeno está relacionado con el movimiento de la Tierra en su órbita. A medida que la Tierra sigue su curso anual alrededor del Sol, su movimiento en cualquier momento puede considerarse dirigido hacia un punto determinado de la eclíptica. De día en día, e incluso de hora en hora, ese punto se desplaza gradualmente a lo largo de la eclíptica, hasta completar el circuito en un año. En todo momento, sin embargo, siempre existe un punto en los cielos hacia el cual está dirigido el movimiento de la Tierra. De hecho, es el punto en la esfera celeste hacia el cual la Tierra seguiría moviéndose continuamente si, en ese momento, la atracción del Sol pudiera anularse. Se ha comprobado que este punto está íntimamente relacionado con

El fenómeno de la aberración. De hecho, la aberración es en realidad equivalente a trazar cada estrella desde su posición media hacia el ápice del camino terrestre, como a veces se denomina ese punto. También se puede demostrar mediante observación que la magnitud de la aberración depende de la distancia desde el ápice. Una estrella que se encuentre casualmente sobre la eclíptica no sufrirá ningún desplazamiento debido a la aberración con respecto a su posición media cuando el ápice coincide con dicha estrella. Todas las estrellas situadas a 10° del ápice se desplazarán todas por la misma cantidad, y siempre en dirección al ápice. Una estrella a 20° del ápice experimentará un desplazamiento mayor, aunque aún en la misma dirección, exactamente hacia el ápice; y todas las estrellas a la misma distancia se desplazarán por la misma cantidad. Procediendo así desde el ápice, llegamos a estrellas que se encuentran a 90° de él. Aquí la magnitud del desplazamiento será máxima. Cada una estará aproximadamente veinte segundos de su posición media; pero en todo caso se cumplirá la ley fundamental de que el desplazamiento de la estrella desde su posición media se produce en dirección al ápice del camino terrestre. Así, hemos dado dos descripciones distintas del fenómeno de la aberración. En la primera nos resulta conveniente hablar de una estrella que describe una trayectoria circular diminuta; en la otra hemos considerado la aberración como simplemente un desplazamiento de la estrella desde su posición media de acuerdo con leyes específicas. Estas descripciones no son incompatibles: de hecho, son geográficamente equivalentes; pero la segunda es bastante más precisa, ya que determina completamente la dirección y el grado del desplazamiento causado por la aberración en cualquier estrella en cualquier momento concreto.

La cuestión ahora se ha reducido a una forma muy definida. ¿Qué es lo que hace que cada estrella parezca acercarse al punto hacia el cual se mueve la Tierra? La respuesta se encontrará cuando realicemos un análisis detallado de las circunstancias en las que observamos una estrella a través del telescopio.

El haz de rayos provenientes de una estrella incide sobre la lente objetiva de un telescopio; esos rayos son paralelos y, después de pasar por la lente objetiva, convergen hacia un foco cercano al extremo destinado al ojo del instrumento. Supongamos primero que el telescopio está en reposo; entonces, si el telescopio está apuntado directamente hacia la estrella, los rayos convergerán en un punto en el centro del campo de visión.

Donde se colocan un par de alambres cruzados, cuya intersección define el eje del telescopio. Sin embargo, la situación cambiará si el telescopio se mueve después de que la luz haya pasado por el objetivo; los rayos de luz en el interior del tubo seguirán un camino directo, como antes, y llegarán a un foco en el mismo punto preciso de siempre. Pero como el telescopio se ha movido, naturalmente habrá llevado consigo ese par de alambres cruzados; ya no estarán en el mismo punto que al principio, y en consecuencia la imagen de la estrella ya no coincidirá con su intersección.

El movimiento del telescopio se debe a su conexión con la Tierra: ya que la Tierra se desplaza a una velocidad de dieciocho millas por segundo, el telescopio se desplaza necesariamente con esa misma velocidad. Al principio podría pensarse que, en la increíblemente pequeña fracción de tiempo que necesita la luz para pasar desde el cristal del objeto hasta la lente ocular, el cambio en la posición del telescopio debe ser demasiado mínimo como para ser apreciable. Supongamos, por ejemplo, que la estrella está situada cerca del polo de la eclíptica; entonces, debido al movimiento de la Tierra, el telescopio será desplazado en una dirección perpendicular a su longitud. Si el tubo del instrumento mide unos veinte pies de largo, se puede demostrar fácilmente que, durante el tiempo que la luz recorre el tubo, el movimiento de la Tierra hará que el telescopio se desplace una distancia de aproximadamente una cuarta parte de pulgada.[42] Esta es una cantidad que se puede medir con claridad gracias a la capacidad de ampliación de la lente ocular; por lo tanto, este desplazamiento de la posición de la estrella es muy apreciable. De ahí se deduce que, si queremos que la estrella aparezca en el centro del instrumento, el telescopio no debe apuntar directamente hacia la estrella, como sería necesario si la Tierra estuviera en reposo, sino que debe apuntar un poco por delante de la posición real de la estrella; y como determinamos la posición aparente de la estrella según la dirección en la que está apuntado el telescopio, se deduce que la posición aparente de la estrella cambia debido al movimiento de la Tierra.

Cada circunstancia relacionada con el cambio en la posición de la estrella puede explicarse de esta manera. Tomemos, por ejemplo, el pequeño camino circular que parece describir cada estrella. Por simplicidad, nos referiremos solo a una estrella situada en el polo de la eclíptica. Supongamos que el telescopio está apuntado realmente hacia allí.

El lugar de la estrella, entonces, como ya hemos mostrado, la imagen de la estrella estará a una distancia de una cuarentava parte de pulgada de los alambres transversales. Esta distancia permanecerá constante, pero cada noche la dirección de la estrella con respecto a los alambres transversales cambiará, de modo que a lo largo del año completa un círculo y vuelve a su posición original. No continuaremos con los cálculos relacionados con otras estrellas; basta aquí decir que se ha comprobado que el movimiento de la Tierra es suficiente para explicar estos fenómenos, y así se demuestra la doctrina de la aberración de la luz.

Queda por mencionar un punto de suma importancia e interés. Hemos visto que la magnitud de la aberración puede medirse mediante observaciones astronómicas. La cantidad de esta aberración depende de la velocidad de la luz y de la velocidad con la que se produce el movimiento de la Tierra. Podemos medir la velocidad de la luz mediante mediciones independientes, de la manera ya explicada en el Capítulo XII. De este modo podemos calcular cuál debe ser la velocidad de la Tierra, ya que solo existe una velocidad específica para la Tierra que, combinada con la velocidad medida de la luz, dará el valor medido de la aberración. Una vez determinada la velocidad de la Tierra y conocida la duración del año, es fácil encontrar la circunferencia de la trayectoria terrestre y, por lo tanto, su radio; es decir, la distancia desde la Tierra hasta el Sol.

Este es, en efecto, un resultado singular, que muestra cuán profundamente están entrelazados los diversos fenómenos de la ciencia. Realizamos experimentos en nuestro laboratorio y encontramos la velocidad de la luz. Observamos las estrellas fijas y medimos la aberración. Combinamos estos resultados y de ellos deducimos la distancia desde la Tierra hasta el Sol. Aunque este método para determinar la distancia al Sol es de gran elegancia y permite cierto grado de precisión, no puede considerarse un método perfectamente infalible para deducir esta gran constante. Un método perfecto debe basarse en operaciones puramente de topografía y no debería involucrar consideraciones físicas complejas. Sin embargo, no podemos dejar de considerar el descubrimiento de la aberración por parte de Bradley como un logro sumamente satisfactorio y hermoso, pues…

No solo mejora en gran medida los cálculos de la astronomía práctica, sino que también relaciona varios fenómenos físicos de máximo interés.

CAPÍTULO XXVI.
LA IMPORTANCIA ASTRONÓMICA DEL CALOR.
Calor y Astronomía—Distribución del Calor—La Presencia del Calor en la Tierra—El Calor en otros Cuerpos Celestes—Variedades de Temperatura—La Ley de Enfriamiento—El Calor del Sol—¿Se puede medir su Temperatura?—La Radiación relacionada con el Volumen del Sol—¿Puede el Sol estar agotando sus Recursos?—No se ha producido ningún cambio notable—Las Pruebas Geológicas sobre los Cambios en el Calor del Sol son Dudosas—El Enfriamiento del Sol—El Sol no puede ser simplemente un Sólido Incandescente que se enfría—La Combustión no explica este fenómeno—Parte del calor proviene de materia meteorítica, pero esto no es suficiente para mantener el calor del Sol—La Contracción de una Esfera de Gas Caliente—Un Paradoja Aparente—La Doctrina de la Energía—La Teoría Nebular—Pruebas a Favor de esta Teoría—Pruebas Estelares a Favor de la Teoría Nebular—La Visión de Herschel sobre la Agregación Estelar—Las Nebulosas no muestran cambios dentro de los Límites de nuestra Observación.

Que una parte de una obra sobre astronomía lleve el título que figura al principio de este capítulo quizás parezca inusual, si no incluso inapropiado, a algunos de nuestros lectores. ¿Acaso el calor no es, se podría decir, una cuestión puramente de física experimental? ¿Y cómo puede introducirse legítimamente en un tratado sobre los cuerpos celestes y sus movimientos? Cualquier peso que tales objeciones pudieran haber tenido en el pasado ya no necesita ser considerado. Las investigaciones recientes sobre el calor han demostrado no solo que el calor tiene una importancia crucial en astronomía, sino que además ha sido uno de los principales agentes mediante los cuales el universo ha tomado su forma actual. En la actualidad, ninguna obra sobre astronomía podría considerarse completa sin algún análisis de la notable relación entre las leyes del calor y las consecuencias astronómicas que derivan de dichas leyes.

Al analizar los movimientos planetarios y las leyes de Kepler, o al estudiar los movimientos de la luna, los movimientos propios de las estrellas o las revoluciones de las estrellas binarias, partimos de la suposición de que los cuerpos de los que hablamos son partículas rígidas, y la cuestión radica en…

No parece que el hecho de que estas partículas sean calientes o frías tenga ninguna importancia especial. Sin duda, los fenómenos periódicos habituales de nuestro sistema, como la revolución de los planetas de acuerdo con las leyes de Kepler, se observarán durante incontables eras, ya sea que los planetas estén calientes o fríos, o cualquiera que sea la temperatura del sol. Sin embargo, hay que admitir que las leyes del calor introducen ciertas modificaciones en la formulación de dichas leyes. Los efectos del calor pueden no ser inmediatamente percibibles, pero existen; actúan constantemente; y con el paso del tiempo son suficientes para provocar los cambios más significativos en todo el universo.

Recapitulemos brevemente las circunstancias de nuestro sistema que confieren al calor su potencia. Observemos primero nuestra Tierra, que en la actualidad parece —al menos en su superficie— ser un cuerpo desprovisto de calor interno; un examen más detallado disipará esta idea. ¿Acaso no existen los fenómenos de los volcanes, de los géiseres y de las fuentes termales, que demuestran que en el interior de la Tierra debe haber calor en una intensidad mucho mayor que la que encontramos en la superficie? Estos fenómenos se dan en regiones muy diferentes de la Tierra. Su origen está, sin duda, envuelto en gran oscuridad, pero nadie puede negar que indican la existencia de enormes reservorios de calor. De hecho, parece que el calor se encuentra en todas partes en las profundidades internas de la Tierra. Si llevamos un termómetro a lo profundo de una mina, descubrimos que registra una temperatura más alta que en la superficie. Cuanto más profundizamos, mayor es la temperatura; y si se mantiene la misma tasa de descenso a través de esas profundidades de la Tierra a las que no podemos llegar, se puede demostrar que a veinte o treinta millas bajo la superficie la temperatura debe ser tan alta como la del hierro al rojo vivo.

En los otros cuerpos celestes encontramos abundantes pruebas de la existencia presente o pasada de calor. Nuestra Luna, como ya hemos mencionado, constituye un ejemplo muy notable de un cuerpo que en algún momento debió estar muy calentado. Los extraordinarios volcanes en su superficie lo demuestran sin lugar a dudas. Es igualmente cierto que esos volcanes han estado en silencio durante eras, de modo que, sea cual sea la condición interna de la Luna, su superficie ya se ha enfriado. Ampliando aún más nuestra visión, vemos en los grandes planetas…

Júpiter y Saturno demuestran que aún poseen una temperatura muy superior a la que mantiene la Tierra; mientras que, al observar nuestro Sol, vemos un cuerpo en estado de brillante incandescencia, que irradia con una intensidad a la que no podemos llegar ni siquiera con nuestros hornos más potentes. Las diversas estrellas fijas son cuerpos que brillan por el calor, al igual que nuestro Sol; mientras que en las nebulosas existen objetos cuya existencia nos resulta difícil de comprender, a menos que admitamos que también poseen calor.

De este rápido examen de los diferentes cuerpos de nuestro universo se desprende una conclusión obvia. Podemos tener grandes dudas acerca de la temperatura real de cualquier cuerpo en particular del sistema; pero no se puede dudar de que existe una amplia gama de temperaturas entre los diferentes cuerpos. Algunos son más calientes que otros. Las estrellas y los soles son quizás los más calientes de todos; pero no es improbable que estén inmensamente superados en número por los cuerpos fríos y oscuros del universo, que para nosotros son invisibles y solo manifiestan su existencia de manera indirecta y casual.

La ley de enfriamiento nos dice que todo cuerpo irradia calor, y que la cantidad de calor que irradia aumenta cuando la temperatura del cuerpo aumenta en relación con el medio circundante. Esta ley parece ser universal: se cumple en la Tierra, y parece lógico que también se cumpla en todos los demás cuerpos del espacio. Así, vemos que cada planeta y cada estrella emiten continuamente, en todas direcciones, un flujo incesante de calor. Esta radiación de calor tiene consecuencias muy importantes. Estudiémoslas, por ejemplo, en el caso del Sol.

Nuestra gran luminaria emite un flujo constante de calor radiante en todas direcciones. Una fracción minúscula de ese calor es interceptada por nuestra Tierra, y es, directa o indirectamente, la fuente de toda vida y de casi todo movimiento en nuestro planeta. Para poder emitir calor como lo hace el Sol, es necesario que su temperatura sea enormemente alta. Y hay algunos hechos que nos permiten hacer una estimación de cuál debe ser realmente esa temperatura.

Es difícil formular una declaración numérica sobre la temperatura real del sol. La intensidad de dicha temperatura supera con creces el calor artificial más elevado, y cualquier intento de expresar tales estimaciones en cifras es necesariamente muy precario. Pero suponiendo que la temperatura artificial más alta sea de unos 4,000° Fahrenheit, probablemente estaremos bastante cerca de la verdad si afirmamos que la temperatura efectiva del sol es de unos 14,000° Fahrenheit. Este es el resultado de una investigación reciente realizada por los señores Wilson y Gray, la cual parece merecer un gran crédito.

La enorme cantidad de calor que emite el sol corresponde a su altísima temperatura. Podemos expresar la cantidad de calor de diversas maneras, pero hay que recordar que todavía existe una considerable incertidumbre en tales mediciones. El antiguo método de medir el calor mediante la cantidad de hielo que se derrite puede servir como ilustración. Se calcula que una capa de hielo de 43-1/2 pies de espesor que rodeara al sol entero se derretiría en un minuto debido al calor del sol debajo de ella. Sir John Herschel también ofreció una ilustración algo más elegante, al demostrar que si un glaciar cilíndrico de 45 millas de diámetro fluyera continuamente hacia el sol a la velocidad de la luz, su extremo se derretiría tan rápido como avanzara. De cada pie cuadrado de la superficie del sol emana una cantidad de calor equivalente a la que podría producirse por la combustión diaria de dieciséis toneladas de carbón. De hecho, se trata de una cantidad de calor que, transformada adecuadamente en trabajo, permitiría mantener en funcionamiento un motor de cientos de caballos de fuerza de un año para otro. El calor radiado por unas pocas hectáreas de la superficie del sol sería suficiente para impulsar a todas las máquinas de vapor del mundo. Cuando reflexionamos sobre la enorme intensidad de la radiación proveniente de cada pie cuadrado de la superficie solar, y combinamos esto con las dimensiones colosales del sol, la imaginación no logra comprender cuán enorme debe ser el gasto real de calor.

Ante el prodigioso desgaste de calor del sol, nos sentimos tentados a plantear una pregunta de suma importancia para la Tierra y sus habitantes. Vivimos hora tras hora gracias a la espléndida generosidad del sol; y,

Por lo tanto, es importante para nosotros saber qué nivel de seguridad poseemos para que continúen sus favores. Cuando observamos la enorme cantidad de calor que emite el sol cada hora, nos vemos obligados a preguntarnos si nuestro gran astro no estaría agotando sus recursos; y, de ser así, ¿cuáles son las perspectivas para el futuro? Podemos responder parcialmente a esta pregunta. Todo este tema es, en efecto, de un interés extraordinario y está impregnado del espíritu del pensamiento científico moderno.

Nuestro primer intento por examinar esta cuestión debe basarse en los hechos que son accesibles. Queremos saber si el sol muestra algún síntoma de deterioro. ¿Son los días ahora tan cálidos y luminosos como lo eran el año pasado, hace diez años, hace cien años? No encontramos ninguna evidencia de cambio alguno desde el inicio de los registros fiables. Si el calor del sol hubiera cambiado de manera perceptible en los últimos dos mil años, deberíamos esperar encontrar cambios correspondientes en la distribución de plantas y animales; pero no se han detectado tales cambios. No hay razón para pensar que el clima de la Grecia antigua o de la Roma antigua fuera significativamente diferente del clima de Grecia y Roma que conocemos hoy en día. La vid y el olivo crecen ahora donde crecían hace dos mil años.

Sin embargo, no debemos dar demasiada importancia a este argumento; pues los efectos de cambios leves en el calor del sol podrían haber sido neutralizados por adaptaciones correspondientes en los organismos flexibles de las plantas cultivadas. Lo único que podemos concluir con certeza es que no ha habido cambios significativos en el calor del sol durante el tiempo histórico. Pero cuando miramos hacia épocas mucho más antiguas, encontramos abundantes pruebas de que la Tierra ha experimentado grandes cambios climáticos. Los registros geológicos sobre este tema difícilmente pueden interpretarse erróneamente. Sin embargo, es curioso señalar que estos cambios no parecen ser aquellos que podrían surgir de un agotamiento gradual de la radiación solar. Sin duda, en tiempos muy remotos tenemos pruebas de que el clima de la Tierra debió ser mucho más cálido que en la actualidad. Tuvimos el gran período Carbonífero, cuando la temperatura debió ser casi tropical en las latitudes árticas. Aun así, es difícil considerar esto como evidencia de que el sol era entonces mucho más poderoso; porque de inmediato recordamos el período glaciar, cuando nuestros

Las zonas templadas estaban cubiertas por capas de hielo sólido, como ocurre actualmente en el norte de Groenlandia. Si suponemos que el sol era más caliente de lo que es ahora para explicar la vegetación que produjo el carbón, entonces deberíamos suponer que el sol era más frío de lo que es ahora para explicar el período glaciar. No es razonable atribuir tales fenómenos a fluctuaciones en la radiación solar. Los períodos glaciares demuestran que no podemos recurrir a la geología en apoyo de la doctrina de que actualmente se está produciendo un enfriamiento secular del sol. Las variaciones geológicas del clima podrían haber sido causadas por cambios en la Tierra misma o por cambios en su órbita real; pero sea cual sea su causa, apenas nos dicen mucho acerca de la historia pasada de nuestro sol.

El calor del sol ha persistido durante incontables eras; sin embargo, no podemos atribuirle al sol el poder de crear calor realmente. Debemos aplicar a la enorme masa del sol las mismas leyes que hemos descubierto mediante nuestros experimentos en la Tierra. Debemos preguntarnos: ¿de dónde proviene el calor suficiente para sostener esta intensa emisión? Expongamos brevemente las diversas suposiciones que se han hecho.

Coloquemos dos esferas de hierro al rojo vivo una junto a otra, una grande y otra pequeña. Ambas provienen del mismo fuego; estaban igualmente calientes; ambas se están enfriando, pero la esfera pequeña se enfría más rápidamente. Rápidamente se vuelve oscura, mientras que la esfera grande sigue brillando y seguiría haciéndolo durante algunos minutos. Cuanto mayor sea la esfera, más tiempo tardará en enfriarse; por eso se ha supuesto que una esfera enorme, de las dimensiones prodigiosas de nuestro sol, si alguna vez se calentara, se enfriaría gradualmente, pero la duración del enfriamiento sería tan larga que durante miles y millones de años podría seguir siendo una fuente de luz y calor para el sistema planetario en rotación. Esta sugerencia no resiste la prueba de los cálculos matemáticos. Si el sol no tuviera otra fuente de calor aparte de la indicada por su alta temperatura, podemos demostrar que la radiación haría que el sol se enfriara unos grados cada año. Entonces, en dos mil años se produciría una disminución muy grande en el calor del sol. Estamos seguros de que no ha podido producirse tal disminución. La fuente de la radiación solar no puede encontrarse en el simple enfriamiento de una masa incandescente.

¿Pueden los fuegos del sol mantenerse por combustión, de forma análoga a la que tiene lugar en nuestros hornos? Aquí parecería haber una fuente de calor gigantesco; pero también las matemáticas descartan esta suposición. Sabemos que si el sol estuviera hecho incluso de carbón sólido, y si ese carbón ardiera en oxígeno puro, el calor que se podría producir solo sería suficiente para 6.000 años. Si el sol que iluminó a los constructores de la gran Pirámide hubiera sido carbón sólido desde su superficie hasta su centro, a estas alturas habría sido en gran parte consumido en el intento de mantener su actual ritmo de consumo. Por lo tanto, estamos obligados a buscar otras fuentes para el suministro del calor del sol, ya que ni el calor de incandescencia ni el calor de combustión son suficientes.

Probablemente —de hecho, podemos decir con certeza— existe una fuente externa de la cual proviene el calor del sol. Será necesario que examinemos esta fuente con cierto cuidado, aunque creo que descubriremos que no es más que un auxiliar de importancia relativamente insignificante. Según esta visión, el calor solar recibe ocasionalmente aportes provenientes de la caída sobre su superficie de masas de materia meteórica. Apenas puede haber duda de que tales masas caen sobre el sol; sin duda alguna, si lo hacen, el sol debe ganar algo de calor gracias a ello. Tenemos en la Tierra una experiencia de tipo muy interesante que ilustra la generación de calor por parte de la materia meteórica. En una estrella fugaz reside todo un mundo de filosofía. Algunos de estos innumerables objetos chocan contra nuestra atmósfera y desaparecen; otros, sin duda, se dirigen hacia el sol con el mismo resultado. También admitimos que la caída de una estrella fugaz en la atmósfera del sol debe ir acompañada de un destello de luz y de calor. El calor que la Tierra obtiene del paso de las estrellas fugaces a través de nuestro aire es completamente imperceptible. Sin embargo, se ha supuesto que el calor que el sol adquiere por la misma causa puede ser bastante perceptible; de hecho, incluso se ha pensado que el sol podría revitalizarse a partir de esta fuente.

Aquí, nuevamente, debemos aplicar los fríos principios de pesos y medidas para estimar la verosimilitud de esta sugerencia. Primero calculamos el peso real de la masa meteórica que llegaría al sol y que sería adecuada para sostener…

Los fuegos del sol en su actual vigor. La masa de materia que sería necesaria es tan enorme que no podemos expresarla de manera útil en unidades imperiales; debemos lidiar con masas de magnitud impresionante. Afortunadamente, el peso de nuestra luna constituye una unidad conveniente. Imagínese que nuestra luna, un globo gigantesco de 2,000 millas de diámetro, fuera aplastada en una miríada de fragmentos, y que estos fragmentos cayeran sobre el sol; no cabe duda de que esta tremenda lluvia de meteoros aportaría al sol mucho más calor del necesario para mantener su radiación durante todo un año. Si tomamos a la Tierra misma, imaginémosla reducida a polvo y dejemos que ese polvo caiga sobre el sol como una poderosa lluvia: cada fragmento emitiría instantáneamente una cantidad de calor, y en conjunto aportarían al sol una cantidad suficiente para mantener su tasa actual de radiación durante casi cien años. La enorme masa de Júpiter, tratada de la misma manera, generaría una lluvia de meteoros cuya intensidad estaría en proporción directa con la diferencia entre la masa de Júpiter y la de la Tierra. Si Júpiter cayera dentro del sol, se produciría suficiente calor como para calcinar todo el sistema solar; mientras que todos los planetas juntos podrían generar tanto calor que, si se gestionara adecuadamente, bastaría para mantener la radiación del sol durante 45,000 años.

Hay que recordar que, aunque la luna podría suministrar el calor necesario para un año, y Júpiter para 30,000 años, la pregunta práctica no es si el sistema solar podría suministrar ese calor al sol, sino si realmente lo hace. ¿Es probable que cada año caigan en el sol meteoros cuya masa sea igual a la de la luna? Esa es la verdadera pregunta, y creo que debemos responderle negativamente. Se puede demostrar que la cantidad de meteoros que el sol podría atrapar en un año no sería más que una fracción extremadamente pequeña de la cantidad total. Por lo tanto, si cada año se atrapara una cantidad de meteoros equivalente al peso de la luna, debería haber una masa increíble de material meteórico circulando por el sistema. Habría tantos meteoros que la Tierra sería bombardeada sin cesar por ellos y se calentaría hasta el punto de volverse inhabitable. También existen otras razones que descartan la posibilidad de que exista una cantidad enorme de material meteórico en las cercanías del sol.

El sol. Tal materia produciría un efecto apreciable en el movimiento del planeta Mercurio. Sin duda, existen algunas irregularidades en los movimientos de Mercurio que aún no han sido explicadas por completo, pero estas irregularidades son mucho menores de las que ocurrirían si existiera una cantidad suficiente de materia meteórica como para sostener al sol. Por lo tanto, los astrónomos creen que, aunque los meteoros puedan aportar algo de energía para ayudar a cubrir los gastos energéticos del sol, la mayor parte de esos gastos debe ser satisfecha con otros recursos.

Una de las conquistas de la ciencia moderna ha sido resolver este problema: demostrar cómo, a pesar de la enorme radiación que emite, el sol sigue manteniendo su temperatura. La exposición de este tema no está exenta de dificultades, pero se trata de un asunto de tanta importancia que nos vemos obligados a intentarlo.

Imaginemos un enorme globo de gas caliente en el espacio. Esta no es una suposición completamente infundada, ya que existen globos aparentemente de este tipo; ya se ha hecho referencia a ellos como nebulosas planetarias. Este globo irradiará calor, y supondremos que emite más calor del que recibe de la radiación de otros cuerpos. En consecuencia, el globo perderá calor, pero sería incorrecto suponer que su temperatura disminuirá necesariamente. De hecho, lo contrario es lo que ocurre, y esto resulta casi paradójico a primera vista; sin embargo, se puede demostrar que es una consecuencia necesaria de las leyes del calor y de los gases.

Centremos nuestra atención en una porción del gas que se encuentra en la superficie del globo. Este gas, por supuesto, es atraído por todo el resto del globo, por lo que tiende a dirigirse hacia el centro del mismo. Si existe equilibrio, esta tendencia debe ser neutralizada por la presión del gas que se encuentra debajo; así, cuanto mayor sea la gravedad, mayor será la presión. Cuando el globo de gas pierde calor por radiación, supongamos que se enfría, es decir, que su temperatura disminuye. Entonces, dado que la presión de un gas disminuye cuando su temperatura baja, la presión debajo de la capa superficial del gas también disminuirá, mientras que la gravedad permanecerá inalterada. La consecuencia será…

Inevitablemente, la gravedad vencerá ahora a la presión, y el globo de gas se contraerá en consecuencia. Sin embargo, existe otra forma de considerar este asunto. Sabemos que el calor es equivalente a energía; por lo tanto, cuando el globo irradia calor, debe gastar energía. Una parte de la energía del globo se debe a su temperatura; pero otra parte, y en algunos aspectos más importante, se debe a la separación de sus partículas. Si permitimos que las partículas se acerquen entre sí, disminuiremos la energía debida a esa separación, y la energía así liberada puede adoptar la forma de calor. Pero este acercamiento de las partículas implica necesariamente un encogimiento del globo.

Y ahora, la consecuencia notable, que parece tener una aplicación muy importante en astronomía. A medida que el globo se contrae, una parte de su energía de separación se transforma en calor; ese calor se irradia parcialmente, pero no tan rápidamente como se genera por la contracción. La consecuencia es que, aunque el globo realmente está perdiendo calor y se está contrayendo, su temperatura en realidad está aumentando.[43] Un caso sencillo será suficiente para demostrar este resultado, por paradójico que parezca al principio. Supongamos que, debido a la contracción de la esfera, su diámetro se ha reducido a la mitad; y centremos nuestra atención en una pulgada cúbica de la materia gaseosa en cualquier punto de la masa. Después de que haya tenido lugar la contracción, cada arista del cubo se habrá reducido a media pulgada, y por lo tanto el volumen se habrá reducido a una octava de su cantidad original. La ley de los gases nos dice que, si la temperatura permanece constante, la presión varía inversamente con el volumen; por lo tanto, la presión interna en el cubo aumentaría ocho veces. Sin embargo, como en el caso que tenemos ante nosotros la distancia entre cada par de partículas se reduce a la mitad, la gravedad entre cada par de partículas aumentará cuatro veces. Y como el área también se reduce a una cuarta parte, la presión dentro del cubo reducido aumentará dieciséis veces; pero ya hemos visto que, con una temperatura constante, solo aumenta ocho veces. Por lo tanto, la temperatura no puede ser constante, sino que debe aumentar con la contracción.

Tenemos, pues, el resultado algo sorprendente de que un globo gaseoso en el espacio que irradia calor y, por lo tanto, se vuelve más pequeño, en realidad está aumentando constantemente de temperatura. Pero, se podría decir, seguramente esto no puede continuar para siempre. ¿Debemos suponer que la masa gaseosa seguirá contrayéndose con una temperatura cada vez más alta, irradiando así cada vez más calor a medida que pierde masa? ¿Dónde está el límite de tal perspectiva? A medida que el cuerpo se contrae, su densidad debe aumentar, hasta que se convierta en líquido o sólido, o, en cualquier caso, hasta que deje de obedecer las leyes de un cuerpo puramente gaseoso como el que hemos supuesto. Una vez que estas leyes dejan de cumplirse, el razonamiento desaparece; la pérdida de calor puede entonces ir acompañada realmente de una disminución de temperatura, hasta que, con el paso del tiempo, el cuerpo alcance la temperatura del propio espacio.

No se supone que este razonamiento pueda aplicarse en toda su plenitud al estado actual del sol. La densidad del sol es ahora tan grande que las leyes de los gases no pueden aplicarse estrictamente allí. Sin embargo, hay buenas razones para creer que el sol en algún momento fue más gaseoso que en la actualidad; posiblemente hubo un tiempo en que fue lo suficientemente gaseoso como para permitir la aplicación completa de este razonamiento. Actualmente, el sol parece encontrarse en alguna etapa intermedia de su transición desde el estado gaseoso al estado sólido. Por lo tanto, no podemos afirmar que la temperatura del sol esté aumentando ahora en correspondencia con el proceso de contracción. Esto puede ser cierto o no; no tenemos forma de decidirlo. Podemos, sin embargo, estar seguros de que el sol sigue siendo lo suficientemente gaseoso como para experimentar, hasta cierto punto, el aumento de temperatura asociado a la contracción. Ese aumento de temperatura puede quedar parcial o totalmente oculto por la disminución de temperatura que sería la consecuencia más evidente de la radiación de calor desde el cuerpo parcialmente sólido. Sin embargo, será evidente que el enfriamiento del sol puede prolongarse enormemente si la disminución de temperatura debida a una causa queda casi compensada por el aumento de temperatura debido a la otra. Difícilmente se puede dudar de que en esto encontramos la verdadera explicación del hecho de que no tengamos evidencias históricas de ningún cambio apreciable en la radiación de calor proveniente del sol.

Esta pregunta es de tal interés que podría valer la pena examinarla desde un punto de vista ligeramente diferente. El sol contiene una cierta reserva de energía, parte de la cual desaparece continuamente en forma de calor radiante. La energía que queda en el sol se transforma parcialmente en su naturaleza; parte de ella se convierte en calor, el cual sirve, total o parcialmente, para compensar la pérdida por radiación. Sin embargo, la energía total del sol debe estar disminuyendo; por lo tanto, parecería que el sol, en algún momento, habría agotado su energía y dejaría de ser una fuente de luz y calor. Es cierto que la tasa a la que el sol se contrae es muy lenta. De hecho, no podemos medir con certeza la disminución del volumen del sol. Es una cantidad tan mínima que la contracción desde el nacimiento de la astronomía precisa no es lo suficientemente grande como para ser percibida con nuestros telescopios. No obstante, es posible calcular cuál debe ser la contracción del volumen del sol, partiendo de la suposición de que la energía perdida por dicha contracción es justamente suficiente para cubrir la radiación diaria de calor. El cambio es muy pequeño si consideramos el tamaño actual del sol. En la actualidad, el diámetro del sol es de unos 860,000 millas. Si cada año este diámetro disminuye en unas 300 pies, se generará suficiente energía como para explicar toda la radiación. Esta disminución gradual está en curso constantemente.

Estas consideraciones son de gran interés cuando las aplicamos retrospectivamente. Si es cierto que el sol está encogiéndose en este momento, entonces en tiempos pasados su esfera debió haber sido mayor de lo que es ahora. Suponiendo las cifras ya indicadas, se deduce que hace cien años el diámetro del sol debió haber sido casi seis millas mayor que ahora; hace mil años, el diámetro era cincuenta y siete millas mayor; hace diez mil años, el diámetro del sol era quinientas setenta millas mayor que hoy. Cuando el hombre puso por primera vez pie en esta tierra, parece que el sol debió haber sido muchas centenas, quizás muchos miles, de millas más grande de lo que es en la actualidad.

No debemos, sin embargo, sobreestimar la importancia de esta afirmación. El diámetro del sol es tan grande que una disminución de 10,000 millas sería apenas algo más que la centésima parte de su diámetro. Si fuera de repente

Para que se redujera a una distancia de 10,000 millas, el cambio no sería apreciable a simple observación, aunque un cambio mucho menor no escaparía a las delicadas mediciones astronómicas. No se sigue necesariamente que los climas de nuestra Tierra en aquellos tiempos remotos tuvieran que ser muy diferentes de los que encontramos hoy en día, ya que la cuestión del clima depende de otros factores además de los rayos solares.

Sin embargo, no necesitamos detener bruscamente nuestra retrospección en ninguna época, por remota que sea. Podemos retroceder cada vez más atrás, a través de las largas edades que los geólogos atribuyen a la formación de las rocas estratificadas; e incluso más allá, hasta aquellas épocas muy tempranas en que la vida comenzó a surgir en la Tierra. Aun así, no encontramos motivo para suponer que la ley de disminución del calor solar no se mantenga; por lo tanto, parecería que, según nuestro conocimiento actual, el Sol se vuelve cada vez más grande a medida que retrocedemos en el tiempo. No podemos asumir que la tasa de ese crecimiento sea siempre la misma. No se requiere tal suposición; basta con que constatemos que el Sol se hace cada vez más grande cuanto más miramos hacia el lejano abismo del pasado. Si el orden actual de las cosas en nuestro universo ha durado lo suficiente, entonces parece que hubo un momento en que el Sol debió ser dos veces más grande que lo es ahora; seguramente llegó a ser diez veces más grande. Hace cuánto tiempo eso ocurrió, nadie se atreve a decirlo. Pero no podemos detenernos en la etapa en que el Sol era incluso diez veces más grande que ahora; los mismos argumentos seguirían siendo válidos en épocas aún más antiguas. Vemos cómo el Sol crece y crece, con una correspondiente disminución en su densidad, hasta que finalmente encontramos, en lugar de nuestro Sol tal como lo conocemos, una poderosa nebulosa que ocupa una enorme región del espacio.

Esa es, de hecho, la doctrina sobre el origen de nuestro sistema solar que se ha planteado en esa célebre especulación conocida como la teoría nebular de Laplace. Tampoco puede ser más que una especulación; no puede ser confirmada mediante observaciones, ni demostrada mediante cálculos. Es simplemente una conjetura, más o menos plausible, pero quizás en cierto grado necesariamente verdadera, si nuestras actuales leyes del calor, tal como las entendemos, permiten la aplicación extrema que aquí se requiere, y si también el orden actual de las cosas ha

gobernó durante un tiempo suficiente sin la intervención de ninguna influencia que en la actualidad nos sea desconocida. Esta teoría nebulosa no se limita a la historia de nuestro sol. Un razonamiento igualmente similar puede aplicarse a los planetas individuales: cuanto más atrás miramos, más caliente se vuelve todo el sistema. Se ha pensado que si pudiéramos mirar lo suficientemente atrás, veríamos la Tierra demasiado caliente como para albergar vida; aún más atrás, encontraríamos a la Tierra y a todos los planetas al rojo vivo; y aún más atrás, en una época extremadamente remota, cuando los planetas estarían tan calientes como lo está ahora nuestro sol. En una etapa aún anterior, se cree que todo el sistema solar era una vasta masa de gas incandescente, de la cual se han ido desarrollando gradualmente las formas actuales del sol, junto con los planetas y sus satélites. No podemos estar seguros de que el curso de los acontecimientos haya sido el indicado aquí; pero existen motivos suficientes para pensar que esta doctrina representa en esencia lo que realmente ocurrió.

Muchas de las características del sistema solar concuerdan con la suposición de que su origen sea el que sugiere la teoría nebulosa. Ya hemos tenido ocasión, en un capítulo anterior, de aludir al hecho de que todos los planetas realizan sus revoluciones alrededor del sol en la misma dirección. También cabe señalar que la rotación de los planetas sobre sus ejes, así como los movimientos de los satélites alrededor de sus cuerpos principales, siguen todas ellas la misma ley, con dos ligeras excepciones en el caso de los sistemas uraniano y neptuniano. Una coincidencia tan notable sugiere naturalmente la necesidad de alguna explicación física. Tal explicación la ofrece la teoría nebulosa. Supongamos que, hace incontables eras, una poderosa nebulosa rotaba lentamente y se contraía poco a poco. En el proceso de contracción, quedaban atrás partes de la materia condensada de la nebulosa. Estas partes seguirían girando alrededor de la masa central, y cada una rotaría sobre su eje en la misma dirección. A medida que avanzaba el proceso de contracción, según los principios dinámicos, la velocidad de rotación aumentaría; y así, con el tiempo, estas partes se consolidarían en planetas, mientras que la masa central se contraería gradualmente para formar el sol. Mediante un proceso similar, pero a menor escala, se formaron los sistemas de satélites.

Evolucionaron a partir del cuerpo primario en contracción. Estos satélites también girarían en la misma dirección, y así podrían explicarse las características distintivas del sistema solar.

El origen nebular del sistema solar recibe un fuerte respaldo del estudio de los cielos estelares. Ya hemos hablado sobre la similitud entre el sol y las estrellas. Si, entonces, nuestro sol ha pasado por los cambios que exige la teoría nebular, ¿no podemos esperar encontrar fenómenos similares en otras estrellas? Si es así, es razonable suponer que la evolución de algunas estrellas puede no haber avanzado tanto como la del sol, y por lo tanto podríamos llegar a observar estrellas en las fases más tempranas de su desarrollo. Veamos hasta qué punto el telescopio responde a estas expectativas.

El campo de visión de un gran telescopio suele mostrar un número de estrellas dispersas sobre un fondo negro del cielo; pero la oscuridad del fondo no es uniforme: el ojo experimentado del observador experto detectará en algunas partes del cielo una tenue luminosidad. A veces esta será visible en toda la extensión del campo, o incluso podrá ocupar varios campos. Pueden pasar años y aún no hay ningún cambio perceptible. No puede haber ilusión, y la conclusión es irrefutable: se trata de una enorme masa de gas o vapor débilmente luminiscente. Este es el tipo más simple de nebulosa; se caracteriza por su extrema tenue luminosidad y parece estar compuesta de materia de extrema delicadeza. Por otro lado, ocasionalmente nos encontramos con el hermoso y sorprendente fenómeno de una estrella definida y brillante rodeada por una atmósfera luminosa. Entre estos dos tipos extremos —una masa difusa y tenue por un lado, y una estrella brillante con una nebulosa alrededor por el otro— se puede establecer una serie gradual de otros tipos de nebulosas. Así, tenemos una serie de etapas que, mediante gradaciones imperceptibles, van desde las nebulosas más difusas y tenues hasta las estrellas.

Para Herschel, las nebulosas parecían ser enormes masas de vapor fosforescente. Este vapor se enfría gradualmente y, finalmente, se condensa en…

estrella, o un cúmulo de estrellas. Cuando se clasificaron las diversas formas de nebulosas, parecía casi como si fuera posible observar realmente los diferentes pasos del proceso. En las vastas nebulosas tenues, el proceso de condensación acababa de comenzar; en las nebulosas más pequeñas y brillantes, la condensación ya había avanzado más; mientras que en otras, la estrella o estrellas que surgían de la condensación ya eran visibles.

Pero, se podría preguntar, ¿cómo lo supo Herschel? ¿Cuál es su evidencia? Respondamos a esta pregunta con una ilustración. Ve a un bosque y mira un noble roble antiguo que ha resistido las tormentas durante siglos; ¿tenemos alguna duda de que ese roble fue en algún momento una planta joven y pequeña, y que creció paso a paso hasta alcanzar la madurez? Sin embargo, nadie ha seguido jamás a un roble a través de sus distintas etapas; el breve lapso de la vida humana no ha sido suficientemente largo para hacerlo. La razón por la que creemos que el roble ha pasado por todas estas etapas es porque estamos familiarizados con robles de todos los tamaños, desde plántulas hasta aquellos nobles y antiguos árboles. Habiendo visto esta gradación en una gran multitud de árboles, estamos convencidos de que cada individuo pasa por todas estas etapas.

Fue mediante un razonamiento similar como Herschel llegó a adoptar la visión sobre el origen de las estrellas que hemos intentado describir. La vida del astrónomo no es lo suficientemente larga, ni quizá la vida de la raza humana, como para observar el proceso por el cual una nebulosa se condensa hasta formar un cuerpo sólido. Pero al observar una nebulosa tras otra, el astrónomo cree poder detectar las distintas etapas que conectan a la nebulosa en su forma original con su forma final. Esto le lleva a creer que cada una de las nebulosas pasa, a lo largo de los siglos, por estas etapas. Y así Herschel adoptó la opinión de que las estrellas —algunas, muchas o todas— tienen su origen en lo que en su día fue una nebulosa luminosa.

Tal especulación puede cautivar la imaginación, pero debe distinguirse cuidadosamente de las verdades de la astronomía, en el sentido estricto de la palabra. Quizá una posteridad lejana pueda obtener pruebas sobre este tema que para nosotros son inaccesibles: nuestro conocimiento de las nebulosas es demasiado reciente. Todavía no ha habido…

No hay tiempo suficiente para detectar cambios apreciables: en cuanto al estudio de las nebulosas, solo se puede decir que data del Catálogo de Messier, en 1771.

Desde la época de Herschel, sin duda, se han obtenido muchos dibujos y observaciones detalladas de las nebulosas; pero el intervalo transcurrido ha sido demasiado corto, y las observaciones anteriores son demasiado imperfectas como para permitir investigar con suficiente precisión cualquier cambio en las nebulosas. Si la raza humana sobrevive durante muchos siglos, y si nuestras observaciones actuales se conservan durante ese tiempo para comparación, entonces la teoría de Herschel podría quizás ser puesta a prueba de manera satisfactoria.

Han pasado cien años desde que Laplace, con cierta reserva, expuso su hipótesis sobre el modo de formación del sistema solar. En general, debe decirse que esta “hipótesis nebulosa” ha resistido bien la prueba del avance de la ciencia, aunque se han hecho algunas modificaciones menores a la luz de descubrimientos más recientes. Laplace (y también Herschel) parecía considerar que una nebulosa primitiva estaba compuesta por una “niebla ardiente” o gas brillante a una temperatura muy alta. Pero esto no es en absoluto necesario, ya que hemos visto que la contracción gradual de la enorme masa suministra energía que puede convertirse en calor, y las pruebas espectroscópicas parecen indicar también la existencia de una temperatura moderada en las nebulosas gaseosas, las cuales deben considerarse representantes del caos primitivo hipotético del cual han evolucionado nuestro sol y los planetas. Otro punto que se ha reconsiderado es la formación de los diversos planetas. Anteriormente se pensaba que la rotación de la masa original había causado, poco a poco, que se separaran varios anillos de diferentes dimensiones de la parte central, y que el material de esos anillos se acumulara con el tiempo en planetas individuales. Se consideraba que el anillo de Saturno era una prueba de este proceso, ya que aquí tenemos un anillo cuya condensación en uno o más satélites de alguna manera se ha detenido. Pero, aunque no es imposible que haya quedado materia en forma de anillos durante la contracción de la masa nebulosa (de hecho, los planetas menores entre Marte y Júpiter quizás hayan surgido de esta manera), parece probable que…

Los planetas más grandes se formaron a partir de la aglomeración de materia en un punto del ecuador de la nebulosa en rotación.

Los pasos reales del proceso mediante el cual la nebulosa primordial se transformó en el sistema solar parecen estar fuera del alcance de la descubrimiento.

CAPÍTULO XXVII.
LAS MAREAS.[44]
Astronomía Matemática—Las Teorías de Lagrange: hasta qué punto son realmente verdaderas—El Sistema Solar no está compuesto por cuerpos rígidos—Las Leyes de Kepler son acordes con las observaciones, pero no son absolutamente verdaderas cuando los cuerpos no son rígidos—Los errores en las observaciones—Las mareas—Cómo se observaron las mareas—El descubrimiento de la relación entre las mareas y la Luna—Mareas solares y lunares—El trabajo realizado por las mareas—¿De dónde obtienen las mareas la fuerza para realizar ese trabajo?—Las mareas están aumentando la duración del día—El límite de la brevedad del día—Historia temprana del sistema Tierra-Luna—Equilibrio inestable—Relación entre el mes y el día—El futuro curso del sistema—Igualdad entre el mes y el día—La futura época crítica—Se explica la cara constante de la Luna—La otra cara de la Luna—Los satélites de Marte—Sus movimientos notables—¿Han tenido las mareas alguna influencia en la configuración general del Sistema Solar?—Momento de momento lineal—Las mareas han tenido poco o ningún efecto apreciable en la órbita de Júpiter—Conclusión.

Que los grandes descubrimientos de Lagrange sobre la estabilidad del sistema planetario son correctos es, en cierto sentido, estrictamente cierto. Nadie se ha atrevido jamás a cuestionar las matemáticas de Lagrange. Dado el sistema planetario en la forma que asumió Lagrange, su estabilidad queda garantizada para siempre. Sin embargo, hay una suposición que hace Lagrange y sobre la cual se basó toda su teoría: su suposición es que los planetas son cuerpos rígidos.

Sin duda, nuestra Tierra parece ser un cuerpo rígido. ¿Qué puede ser más sólido e inquebrantable que la masa de rocas y metales que forman la Tierra, en la medida en que es accesible para nosotros? En los vastos espacios del universo, la Tierra no es más que una partícula; seguramente era una suposición natural y legítima pensar que esa partícula era un cuerpo rígido. Si la Tierra fuera absolutamente rígida, si cada partícula de la Tierra estuviera a una distancia fija de todas las demás partículas, si bajo ninguna presión de fuerzas y en ninguna circunstancia concebible la Tierra experimentara el más mínimo cambio de forma, entonces lo mismo podría…

Lo mismo se puede decir del sol y de todos los demás planetas; por lo tanto, la predicción de Lagrange sobre la duración eterna de nuestro sistema debe cumplirse.

Pero, ¿cuáles son los hechos reales? ¿Es la Tierra realmente rígida? Sabemos por experimentos que un cuerpo rígido, en el sentido matemático de la palabra, no existe. Las rocas no son rígidas; el acero tampoco lo es; incluso el diamante no es perfectamente rígido. Toda la Tierra está lejos de ser rígida, incluso en su superficie, mientras que parte de su interior es, quizás, más o menos fluido. La Tierra no puede considerarse un cuerpo perfectamente rígido; con mayor razón, los cuerpos más grandes de nuestro sistema no pueden llamarse rígidos. Júpiter y Saturno quizás ni siquiera sean cuerpos sólidos en el verdadero sentido de la palabra. El sistema solar de Lagrange consistía en un sol rígido y varios planetas minúsculos y rígidos; el sistema solar real, en cambio, está formado por un sol que no es rígido en ningún sentido, y por planetas que solo lo son parcialmente.

Surge entonces la pregunta de si los descubrimientos de los grandes matemáticos del siglo pasado se aplicarán no solo al sistema solar ideal que ellos concibieron, sino también al sistema solar real en el que nos encontramos. No cabe duda de que estos descubrimientos son aproximadamente ciertos: de hecho, están tan cerca de la verdad absoluta que la observación aún no ha demostrado de manera satisfactoria ninguna desviación con respecto a ellos.

Pero, en el estado actual de la ciencia, ya no podemos pasar por alto las importantes cuestiones que surgen cuando tratamos con cuerpos que no son rígidos en el sentido matemático de la palabra. Tomemos, por ejemplo, la ley más simple a la que nos hemos referido: la gran ley de Kepler, que afirma que un planeta girará para siempre por una trayectoria elíptica cuyo sol es uno de sus focos. Esto se ha verificado mediante observaciones reales; de hecho, fue establecido por observación antes de que se propusiera cualquier explicación teórica de ese movimiento. Sin embargo, si formulamos la cuestión con un poco más de precisión, descubriremos que lo que Newton realmente demostró fue que, si dos partículas rígidas se atraen entre sí según una ley de fuerza que varía con el inverso cuadrado de la distancia entre ellas, entonces cada una de las partículas describirá una elipse cuyo centro de gravedad común se encuentra en…

El foco. La Tierra es, hasta cierto punto, rígida, y por lo tanto era natural suponer que el comportamiento relativo de la Tierra y el Sol seguiría, en una medida correspondiente, la simple ley elíptica de Kepler; de hecho, lo cumplen con tal fidelidad que, si tomamos en consideración otras causas de perturbación, no podemos, ni siquiera mediante la observación más cuidadosa, detectar la más mínima variación en el movimiento de la Tierra derivada de su falta de rigidez.

Sin embargo, existe una sutileza en las investigaciones matemáticas que, en este caso al menos, trasciende las observaciones más delicadas que nuestros instrumentos nos permiten realizar. Los principios de las matemáticas nos dicen que, aunque las leyes de Kepler pueden ser verdaderas para cuerpos que son absoluta y matemáticamente rígidos, si el Sol o los planetas carecen total o incluso en su parte más mínima de rigidez perfecta, entonces las leyes de Kepler ya no pueden ser verdaderas. ¿No parece aquí que estamos ante una contradicción? La observación nos dice que las leyes de Kepler son verdaderas en el sistema planetario; la teoría nos dice que estas leyes no pueden ser verdaderas en dicho sistema, porque los cuerpos que lo componen no son perfectamente rígidos. ¿Cómo se puede resolver esta discrepancia? ¿O acaso realmente existe alguna discrepancia? No la hay. Cuando decimos que las leyes de Kepler han sido demostradas como verdaderas mediante la observación, debemos reflexionar sobre la naturaleza de las pruebas que son posibles de obtener. Observamos las posiciones de los planetas con los instrumentos de nuestros observatorios; estas posiciones se miden con la ayuda de nuestros relojes y de los círculos graduados de los instrumentos. Sin duda, estas observaciones son maravillosamente precisas; pero no poseen, ni pueden poseer, precisión absoluta en el sentido matemático de la palabra. Podemos, por ejemplo, determinar la posición de un planeta con tal precisión que seguramente no haya un error de ni siquiera un segundo de arco; y un segundo es una cantidad extremadamente pequeña. Una regla colocada a una distancia de unos cuarenta millas forma un ángulo de un segundo, y sin duda es un logro notable poder medir la posición de un planeta y estar seguros de que ningún error mayor que este ha podido introducirse en nuestro resultado.

Cuando comparamos los resultados de las observaciones con los cálculos realizados bajo la suposición de que las leyes de Kepler son verdaderas, y cuando decidimos si las observaciones coinciden con esos cálculos, siempre existe una referencia, más o menos explícita, a los errores inevitables de las observaciones. Si los cálculos y las observaciones coinciden de tal manera que las diferencias entre ambos son lo suficientemente pequeñas como para atribuirlas a los errores inherentes a las observaciones mismas, entonces estamos satisfechos con esa concordancia; de hecho, no se puede lograr una coincidencia más precisa, ni siquiera concebirla. La influencia que la falta de rigidez ejerce en el cumplimiento de las leyes de Kepler puede estimarse mediante cálculos; se descubre, como era de esperar, que es extremadamente pequeña: tan pequeña, de hecho, que está contenida dentro de ese estrecho margen de error al que están sujetas las observaciones. Por lo tanto, no podemos distinguir, mediante mediciones reales, los efectos debidos a la ausencia de rigidez; estos se encuentran indisolublemente mezclados entre los pequeños errores de observación.

El argumento en el que basaremos nuestras investigaciones se fundamenta, en realidad, en un fenómeno muy conocido. No hay nadie que haya visitado la costa y que no esté familiarizado con ese ascenso y descenso del mar al que llamamos marea. Dos veces cada veinticuatro horas, el mar avanza hacia la playa para producir la marea alta; dos veces al día, el mar retrocede nuevamente para producir la marea baja. Estas mareas no se limitan únicamente a las costas; penetran millas río arriba y, periódicamente, inundan grandes estuarios. En un país marítimo, las mareas tienen una importancia práctica sumamente grande; también poseen una significación de carácter menos evidente, la cual es nuestro objetivo investigar ahora.

Estos pulsos diarios del océano ya han dejado de ser un misterio desde hace tiempo. Desde los tiempos más remotos se percibió que existía una conexión entre las mareas y la luna. Autores antiguos, como Plinio y Aristóteles, hablaron de la relación entre los momentos de marea alta y la fase lunar. Creo que a veces no le damos a los astrónomos antiguos todo el crédito que su perspicacia realmente merece. Todos hemos leído, todos hemos sido enseñados, que la luna y las mareas están relacionadas; pero, ¿cuántos…

¿Cuántos de nosotros estamos en condiciones de decir que realmente hemos observado esa conexión mediante una observación personal directa? El primer hombre que estudió este asunto con suficiente atención como para convencerse a sí mismo y a otros de su realidad debió ser un gran filósofo. No conocemos su nombre, no conocemos su nación, ni la época en la que vivió; pero nuestra admiración por su descubrimiento debe aumentar al pensar que no contaba con la teoría de la gravedad como guía. Un filósofo de nuestros días que nunca hubiera visto el mar aún podría predecir la necesidad de las mareas como consecuencia de la ley de la gravedad universal; pero el astrónomo primitivo, que no conocía el vínculo invisible por el cual todos los cuerpos del universo se atraen entre sí, realizó un descubrimiento espléndido —de hecho, típico— de tipo inductivo, cuando determinó la relación entre la luna y las mareas.

Podemos suponer que este descubrimiento, con toda probabilidad, surgió primero de las observaciones de navegantes experimentados. En todo lo relacionado con entrar o salir del puerto, el estado de las mareas es de suma importancia para el marinero. Incluso en alta mar, a veces tiene que ajustar su rumbo de acuerdo con las corrientes generadas por las mareas; o, al determinar su ruta mediante mediciones de profundidad, siempre debe tener en cuenta que la profundidad varía con las mareas. Por lo tanto, todo lo relacionado con las mareas queda dentro del ámbito de su observación diaria. Su trabajo diario, el éxito de su profesión y la seguridad de su vida dependen a menudo de las mareas; y por eso se esforzaría por aprender de sus observaciones todo lo que pudiera serle útil en el futuro. Para el marinero que navega cerca de la costa, la cuestión principal es el momento de la marea alta. Ese momento varía de un día a otro: mañana llega una hora o más tarde que hoy, y no existe una regla muy sencilla que pueda establecerse. Por lo tanto, el marinero acogería con agrado cualquier regla que le guiara en un asunto de tal importancia. Podemos hacer una conjetura sobre cómo se descubrió por primera vez tal regla. Supongamos, por ejemplo, que un marinero en Calais se dirige al puerto. Tiene una noche hermosa: la luna está llena; ella le guía en su camino; llega sano y salvo al puerto; y a la mañana siguiente encuentra que la marea está alta entre las 11 y las 12.[45] Repite a menudo el mismo viaje, pero a veces encuentra una marea baja e inconveniente por la mañana. Finalmente,

Sin embargo, se le ocurre que cuando hay una noche de luna llena, la marea alta ocurre a las 11. Esto sucede una o dos veces; él piensa que es solo una coincidencia casual. Pero vuelve a ocurrir una y otra vez. Al final descubre que siempre ocurre así. Comparte esta regla con otros marineros; ellos también la prueban. Se constata invariablemente que, cuando la luna está llena, la marea alta siempre se produce a la misma hora y en el mismo lugar. De este modo se establece la conexión entre la luna y las mareas, y el marinero inteligente comparará naturalmente las otras fases de la luna con los momentos de marea alta. Por ejemplo, descubre que la luna en cuarto creciente siempre provoca marea alta a la misma hora del día; finalmente, obtiene una regla práctica mediante la cual, a partir del estado de la luna, puede saber de inmediato cuándo habrá marea alta en el puerto donde se encuentra. Un observador diligente detectará aún una conexión adicional entre la luna y las mareas: observará que algunas mareas altas suben más que otras, y que algunas mareas bajas bajan menos que otras. Esto tiene una gran importancia práctica. Cuando hay que cruzar un banco de arena peligroso, el marinero se siente mucho más seguro al saber que podrá superarlo aprovechando la marea alta; o si tiene que luchar contra las corrientes mareales, que en algunos lugares tienen una fuerza enorme, naturalmente preferirá para su viaje las mareas menguantes, en las cuales la intensidad de estas corrientes es menor de lo habitual. Las mareas altas y las mareas menguantes se volverán familiares para él, y percibirá que las mareas altas ocurren cuando la luna está llena o nueva, o, en todo caso, que las mareas altas se producen dentro de un número constante de días después de la luna llena o nueva. Sin duda, fue mediante razonamientos como este como, en tiempos primitivos, se llegó a comprender la conexión entre la luna y las mareas.

No fue, sin embargo, hasta el gran descubrimiento de Newton, que reveló la ley de la gravedad universal, cuando se hizo posible dar una explicación física de las mareas. Entonces se comprendió cómo la luna atrae a toda la Tierra y a cada partícula de ella. Se comprendió también cómo las partículas líquidas que forman los océanos pueden someterse a esta atracción de una manera que las partes sólidas no pueden. Cuando la luna está justo encima, tiende a tirar del agua, por así decirlo, hacia arriba, formando así un montículo debajo, y provocando así la marea alta. El agua del lado opuesto de la Tierra también se ve afectada.

de una manera que podría no anticiparse al principio. La luna atrae el cuerpo sólido de la tierra con mayor intensidad que atrae al agua del otro lado, que se encuentra más lejos de ella. La tierra es así arrastrada lejos del agua, y por lo tanto existe una tendencia a mareas altas tanto en el lado de la tierra alejado de la luna como en el que está orientado hacia ella. Las mareas bajas ocupan las posiciones intermedias.

El sol también provoca mareas en la tierra; pero debido a la gran distancia del sol, la diferencia entre su atracción sobre el mar y sobre el interior sólido de la tierra no es tan apreciable. Las mareas solares son, por lo tanto, menores que las mareas lunares. Cuando ambas actúan conjuntamente, causan mareas de primavera; cuando las mareas solares y lunares están en oposición, tenemos mareas de otoño.

Sin embargo, existen numerosas circunstancias que deben tenerse en cuenta al intentar aplicar este razonamiento general a las condiciones de un caso concreto. Debido a las particularidades locales, las mareas varían enormemente en las diferentes zonas costeras. En una zona restringida como el Mar Mediterráneo, las mareas tienen solo un rango relativamente pequeño, variando en diferentes lugares de un pie a unos pocos pies. También en medio del océano, la subida y bajada de las mareas no es grande, alcanzando, por ejemplo, un rango de tres pies en Santa Elena. Cerca de las grandes masas continentales, las mareas se ven muy modificadas por las costas. En Londres encontramos mareas de dieciocho o diecinueve pies; pero las mareas más notables de las Islas Británicas son las del Canal de Bristol, donde, en Chepstow o Cardiff, durante las mareas de primavera la subida y bajada alcanzan los treinta y siete u ochenta pies, y durante las mareas de otoño, los veintiocho u ochenta y nueve pies. Estas mareas son superadas en magnitud en otras partes del mundo. Las más grandes de todas son las del Golfo de Fundy, donde en algunas zonas la subida y bajada durante las mareas de primavera no es inferior a cincuenta pies.

La subida y bajada de las mareas va necesariamente acompañada de la formación de corrientes. Dichas corrientes son, de hecho, bien conocidas, y en algunos de nuestros grandes ríos tienen una importancia capital. Estas corrientes de agua pueden, al igual que los caudales de cualquier otro tipo, ser utilizadas para realizar trabajos útiles.

Podemos, por ejemplo, retener el agua que sube en un embalse, y a medida que la marea baja podemos hacer que el agua contenida mueva una rueda hidráulica antes de que regrese al mar. De hecho, aquí tenemos una fuente de energía real; pero solo en circunstancias muy excepcionales resulta económico utilizar las mareas con este fin. La cuestión puede someterse a cálculo, y se puede calcular el área del embalse necesaria para retener suficiente agua como para hacer funcionar una rueda hidráulica de una potencia determinada. Se puede demostrar que el área del embalse necesario para retener agua suficiente como para producir 100 caballos de fuerza sería de 40 acres. Entonces, toda la cuestión se reduce a la simple cuestión del costo: ¿sería la construcción y el mantenimiento de este embalse más o menos costosos que la instalación y el mantenimiento de una máquina de vapor de potencia equivalente? En la mayoría de los casos, parecería que esta última sería con diferencia más económica; en todo caso, en la práctica no encontramos máquinas impulsadas por las mareas en uso, por lo que la energía de las mareas se desperdicia actualmente. Sin embargo, los aspectos económicos de este caso podrían cambiar profundamente en algún momento lejano, cuando nuestras reservas de combustible, actualmente consumidas de forma tan excesiva, muestren signos evidentes de agotamiento.

No obstante, las mareas realizan algún tipo de trabajo. Una marea en la desembocadura de un río a veces arrasa una orilla y lleva sus materiales a otro lugar. Aquí hay trabajo realizado y energía consumida, tanto como si la misma tarea hubiera sido llevada a cabo por ingenieros que dirigieran a trabajadores cualificados. Sabemos que el trabajo no puede realizarse sin el consumo de energía en alguna de sus formas; entonces, ¿de dónde proviene la energía que proporciona la fuerza de las mareas? A primera vista, la respuesta a esta pregunta parece muy obvia. ¿No hemos dicho que las mareas son causadas por la luna? ¿Y acaso la energía no debe provenir, por lo tanto, de la luna? Esto parece bastante claro, pero, desafortunadamente, no es cierto. Es uno de esos casos, nada infrecuentes en la dinámica, en los que la verdad es muy diferente de lo que parece ser el caso. Quizás una ilustración haga más clara la cuestión. Cuando se dispara un rifle, es el dedo del tirador quien pulsa el gatillo; pero, ¿debemos entonces decir que la energía con la que se propulsa la bala fue suministrada por el tirador?

Ciertamente no; la energía se debe, por supuesto, a la pólvora, y todo lo que hizo el fusilero fue proporcionar los medios mediante los cuales la energía almacenada en la pólvora podía ser liberada. Hasta cierto punto podemos comparar esto con el problema de las mareas; las mareas provocadas por la luna son la causa originaria por la cual se extrae un cierto almacenamiento de energía y se utiliza para realizar el trabajo que las mareas están capacitadas para hacer. Este almacenamiento de energía, curiosamente, no reside en la luna; está en la propia Tierra. De hecho, es extremadamente notable que la luna obtenga energía de las mareas al absorber parte del almacenamiento que existe en la Tierra. Esto no se presenta como un resultado obvio; depende de un teorema dinámico refinado.

Debemos comprender claramente la naturaleza de este enorme almacenamiento de energía del cual extraen su fuerza las mareas, y sobre el cual la luna puede ejercer una atracción constante y poderosa. Veamos en qué sentido se dice que la Tierra posee un almacenamiento de energía. Sabemos que la Tierra gira sobre su eje una vez al día. Es esta rotación la que constituye la fuente de energía. Comparemos la rotación de la Tierra con la rotación del volante de inercia de una máquina de vapor. La rotación del volante de inercia es en realidad un reservorio en el cual la máquina vierte energía con cada movimiento del pistón. Las diversas máquinas del molino, accionadas por la máquina de vapor, simplemente extraen la energía acumulada en el volante de inercia. La Tierra puede compararse con un gigantesco volante de inercia separado de la máquina de vapor, aunque aún conectado con las máquinas del molino. Debido a sus enormes dimensiones y a su rápida velocidad, ese gran volante de inercia posee un almacenamiento de energía colosal, que debe ser gastado antes de que el volante deje de girar. Por eso, aunque las mareas son causadas por la luna, la energía que necesitan se obtiene simplemente apropiándose de parte del vasto suministro disponible gracias a la rotación de la Tierra.

Sin embargo, existe una distinción de carácter muy fundamental entre la Tierra y el volante de inercia de una máquina de vapor. A medida que la energía se extrae del volante de inercia y es consumida por las diversas máquinas del molino, es continuamente reemplazada por nueva energía, que fluye desde la acción de la máquina de vapor, y así se mantiene la velocidad del volante de inercia. Pero

La Tierra es un volante sin motor. Cuando las mareas extraen la energía almacenada y la gastan en realizar trabajo, esa energía no se reemplaza. La consecuencia es inevitable: la energía necesaria para la rotación de la Tierra debe estar disminuyendo. Esto conduce a una consecuencia de suma importancia. Si se separa el motor del volante, entonces, como todos saben, el enorme volante puede seguir girando unas cuantas veces, pero pronto se detendrá. Se debe llegar a una conclusión similar respecto a la Tierra; pero su reserva de energía es tan enorme, en comparación con las demandas que se le imponen, que la Tierra puede resistir. Deben transcurrir eras interminables antes de que la energía de su rotación pueda agotarse por completo debido a los efectos causados por las mareas. No obstante, es cierto que la energía está disminuyendo; y si disminuye, entonces la velocidad de rotación de la Tierra debe estar disminuyendo, aunque sea lentamente. Ahora hemos llegado a una consecuencia de las mareas que puede expresarse en el lenguaje más sencillo. Si la velocidad de rotación disminuye, entonces la duración del día debe estar aumentando; y de esto se deduce la siguiente afirmación de gran importancia: las mareas están haciendo que el día sea más largo.

Hoy es más largo que ayer; mañana será más largo que hoy. La diferencia es tan pequeña que, incluso a lo largo de las eras, apenas se puede decir que haya sido establecida claramente mediante observaciones. No pretendemos saber cuántos siglos han transcurrido desde que el día era incluso un segundo más corto de lo que es ahora; pero los siglos no son las unidades que utilizamos para analizar la evolución de las mareas. Hace un millón de años, es muy probable que la diferencia entre la duración del día y su valor actual fuera bastante considerable. Echemos un vistazo a las profundidades del pasado y veamos qué nos pueden contar las mareas. Si el orden actual de las cosas ha persistido, el día debió ser cada vez más corto a medida que retrocedíamos en el tiempo. Actualmente el día dura veinticuatro horas; alguna vez duró veinte horas, luego diez horas; y en algún momento solo seis horas. ¿Hasta dónde podemos llegar? Una vez que pasen esas seis horas, comenzaremos a acercarnos a un límite que, en algún punto, delimitará nuestra retrospección. Cuanto más corto sea el día, más se abombará la Tierra en el ecuador; y cuanto más se abombe la Tierra en el ecuador…

Mayor es la tensión que se ejerce sobre los materiales de la Tierra debido a la fuerza centrífuga de su rotación. Si la Tierra girara demasiado rápido, no podría mantenerse unida; se separaría en pedazos, tal como una piedra de amolar accionada a demasiada velocidad se rompe violentamente. Por lo tanto, aquí podemos observar, en el pasado remoto, una barrera que impide continuar con este razonamiento. Existe una cierta velocidad crítica, que es la máxima que la Tierra puede soportar sin riesgo de ruptura, pero cuál es exactamente esa velocidad es una pregunta difícil de responder. Depende de la naturaleza de los materiales que componen la Tierra; depende de la temperatura; depende del efecto de la presión y de otros detalles que no conocemos con precisión. No obstante, se ha hecho una estimación de la velocidad crítica, y se ha demostrado matemáticamente que el período de rotación más corto que la Tierra podría tener, sin desintegrarse, es de unas tres o cuatro horas. La doctrina de la evolución de las mareas nos ha llevado, por lo tanto, a la conclusión de que, en alguna época increíblemente remota, la Tierra giraba alrededor de su eje en un período aproximado a tres o cuatro horas.

Así, aprendemos que debemos a la Luna la elongación gradual del día, desde su valor primitivo hasta las veinticuatro horas actuales. En cumplimiento de una de las leyes más profundas de la naturaleza, la Tierra ha reaccionado sobre la Luna, y esa reacción de la Tierra ha tomado una forma tangible. Consistió simplemente en alejar gradualmente a la Luna de la Tierra. Se puede observar que este alejamiento de la Luna parece ser una especie de venganza por parte de la Tierra. La consecuencia de este retroceso de la Luna es bastante notable. La órbita en la que gira la Luna tiene actualmente un radio de 240,000 millas. Este radio debe estar aumentando constantemente, debido a las mareas. Teniendo en cuenta este hecho, echemos ahora un vistazo a la historia pasada de la Luna. Mientras que la distancia de la Luna aumenta cuando miramos hacia adelante, la encontramos disminuyendo cuando miramos hacia atrás. Ayer, la Luna debió estar más cerca de la Tierra que hoy; la diferencia es sin duda insignificante en años, siglos o miles de años; pero cuando hablamos de millones de años, la Luna debió estar significativamente más cerca de lo que está actualmente.

Hasta que finalmente descubrimos que su distancia, en lugar de 240,000 millas, se ha reducido a 40,000, a 20,000, a 10,000 millas. Tampoco necesitamos detenernos —ni podemos detenernos— hasta que encontremos que la luna está realmente cerca de la superficie terrestre. Si las leyes actuales de la naturaleza han actuado durante suficiente tiempo, y si no ha habido interferencia externa, entonces no cabe duda de que la luna y la tierra estuvieron alguna vez en proximidad inmediata. De hecho, podemos calcular el período durante el cual la luna debió haber girado alrededor de la tierra. Cuanto más cerca esté la luna de la tierra, más rápido debe girar; y en la época crítica en que el satélite se encontraba en proximidad inmediata a nuestra tierra, debió completar cada revolución en unas tres o cuatro horas.

Esto ha dado lugar a una de las especulaciones más audaces que se hayan hecho nunca en astronomía. No podemos abstenernos de exponerla; pero hay que recordar que es solo una especulación, y debe ser recibida con la reserva correspondiente. La especulación tiene como objetivo responder a la pregunta: ¿Qué llevó a la luna a esa posición, cerca de la superficie terrestre? Solo diremos que existe una razón muy fundada para creer que la luna se fracturó de la tierra en algún período muy temprano, cuando la tierra se encontraba en un estado blando o plástico.

Al comienzo de la historia, encontramos a la tierra y a la luna muy cerca una de la otra. Descubrimos que la velocidad de rotación de la tierra era de solo unas pocas horas, en lugar de veinticuatro horas. Descubrimos que la luna completaba su recorrido alrededor de la tierra primitiva exactamente en el mismo tiempo que la tierra primitiva rotaba sobre su eje, de modo que los dos cuerpos estaban constantemente cara a cara. Tal estado de cosas constituía lo que un matemático describiría como un caso de equilibrio dinámico inestable. No podía durar. Se puede comparar con el caso de una aguja equilibrada en su punta; la aguja debe caer hacia un lado u otro. De la misma manera, la luna no podía seguir manteniendo esta posición. Había dos posibilidades: la luna o bien caía de nuevo sobre la tierra y era reabsorbida por su masa, o bien comenzaba su viaje hacia el exterior. ¿Cuál de estas opciones eligió la luna? Quizás no tengamos forma de saber con exactitud qué fue lo que determinó que la luna eligiera una u otra opción.

Otro, pero en cuanto al curso que realmente se siguió no puede haber duda. El hecho de que la luna exista demuestra que no regresó a la Tierra, sino que comenzó su viaje hacia el exterior. A medida que la luna se aleja de la Tierra, debe, de acuerdo con las leyes de Kepler, necesitar más tiempo para completar su revolución. Así, el período inicial de solo unas pocas horas aumentó hasta llegar al número actual de 656 horas. La rotación de la Tierra también se ha modificado, por supuesto, de acuerdo con la retirada de la luna. Una vez que la luna comenzó a alejarse, la Tierra quedó liberada de la obligación de dirigir siempre la misma cara hacia ella. Cuando la luna se había alejado a cierta distancia, la Tierra completaba su rotación en menos tiempo del que la luna necesitaba para una revolución. Sin embargo, la luna sigue alejándose cada vez más, y la duración de su revolución aumenta en proporción, hasta que tres, cuatro o más días (o rotaciones de la Tierra) coinciden con un mes (o una revolución de la luna). Aunque el número de días en el mes aumenta, no debemos suponer que la velocidad de rotación de la Tierra esté aumentando; de hecho, lo contrario es cierto. La rotación de la Tierra se está ralentizando, al igual que la revolución de la luna, pero la desaceleración de la luna es mayor que la de la Tierra. Aunque el período de rotación de la Tierra ha aumentado enormemente desde su valor primitivo, el período de la luna ha aumentado aún más, hasta ser varias veces mayor que el de la rotación de la Tierra. A medida que pasan los siglos, la luna se aleja cada vez más, su órbita se amplía y la duración de su revolución aumenta, hasta que finalmente se alcanza una época muy notable, que, en cierto sentido, representa un punto culminante en la trayectoria de la luna. En esta época, los períodos de revolución de la luna, medidos en períodos de rotación de la Tierra, alcanzan su valor máximo. Parecería que en ese momento el mes tenía veintinueve días. Por supuesto, no se quiere decir que el mes y el día en esa época fueran los mismos que los que nuestros relojes miden hoy en día. Ambos eran más cortos entonces que ahora. Pero lo que queremos decir es que, en esa época, la Tierra rotaba veintinueve veces sobre su eje mientras la luna completaba una vuelta completa.

Esta época ya ha pasado. En la actualidad no se puede intentar evaluar la fecha de esa época en nuestras unidades de medida habituales. Al mismo tiempo, sin embargo, no cabe duda alguna sobre la inmensa antigüedad del evento, en comparación con todos los registros históricos; pero si debe contarse en cientos de miles de años, en millones de años o en decenas de millones de años, eso debe dejarse en gran medida a la conjetura.

Una vez pasada esta notable época, observamos que el curso de los acontecimientos en el sistema Tierra-Luna comienza a tomar forma hacia esa extraordinaria etapa final que presenta similitudes con la etapa inicial. La Luna sigue girando en una órbita cuyo diámetro aumenta de manera constante, aunque muy lentamente. En consecuencia, la duración del mes también va en aumento, y como la rotación de la Tierra sigue retardándose constantemente, la duración del día también crece continuamente. Pero la relación entre la duración del mes y la duración del día ahora muestra un cambio. Esa relación había ido aumentando gradualmente, desde la unidad al inicio, hasta alcanzar un valor máximo de aproximadamente veintinueve en la época mencionada anteriormente. Ahora esa relación vuelve a disminuir, hasta el punto de que la Tierra realiza solo veintiocho rotaciones, en lugar de veintinueve, por cada revolución de la Luna. La disminución de esta relación continúa hasta que el número veintisiete exprese el número de días en el mes. Aquí, nuevamente, tenemos una época sobre la cual es imposible pasar sin hacer algún comentario especial. En todo lo dicho hasta ahora hemos tratado sobre acontecimientos del pasado lejano; y finalmente hemos llegado al estado actual del sistema Tierra-Luna. Los días en esta época son nuestros días conocidos, y el mes es el período conocido de rotación de nuestra Luna. En la actualidad, el mes equivale a unos veintisiete de nuestros días, y esta relación ha seguido siendo válida durante miles de años. Seguirá siendo válida durante miles de años más, pero no lo será indefinidamente. Es simplemente una etapa en esta gran transformación; puede poseer los atributos de la permanencia desde nuestro punto de vista efímero, tal como las alas de una mosca parecen estar quietas cuando son iluminadas por una chispa eléctrica; pero cuando contemplamos la historia con conceptos temporales lo suficientemente amplios para la astronomía, nos damos cuenta de cómo es el presente.

La condición del sistema Tierra-Luna no puede tener una permanencia mayor que la de cualquier otra etapa en la historia.

Nuestra narrativa debe, sin embargo, adoptar ahora una forma diferente. Hemos hablado del pasado; hemos sido llevados al presente; ¿podemos decir algo sobre el futuro? Aquí, nuevamente, las mareas vienen en nuestra ayuda. Si hemos comprendido correctamente la verdad de la dinámica (¿y quién ahora puede dudar de ella?), estaremos en condiciones de hacer una previsión de los cambios futuros del sistema Tierra-Luna. Si no hay interrupciones por parte de ninguna fuente externa actualmente desconocida para nosotros, podemos predecir —al menos en líneas generales— el curso posterior de la Luna. Podemos ver cómo la Luna seguirá siguiendo su trayectoria hacia afuera. La ruta en la que gira crecerá con extrema lentitud, pero seguirá creciendo; el progreso no se invertirá, al menos, hasta que se haya alcanzado la etapa final de nuestra historia. No nos demoraremos ahora en analizar las etapas intermedias; más bien intentaremos esbozar el tipo final al que tiende nuestro sistema. En un lejano futuro —en incontables millones de años— se acercará esta etapa final. La relación entre el mes y el día, cuyo declive ya hemos mencionado, continuará disminuyendo. El período de rotación de la Luna se hará cada vez más largo, pero la duración del día aumentará mucho más rápidamente que el aumento en la duración del período lunar. Pasaremos de un mes de veintisiete días a uno de veintiséis días, y así sucesivamente, hasta llegar a un mes de diez días y, finalmente, a un mes de un día.

Entendamos claramente qué queremos decir con un mes de un día. Nos referimos a que el tiempo que tarda la Luna en orbitar alrededor de la Tierra será igual al tiempo que tarda la Tierra en rotar sobre su eje. La duración de este día será, por supuesto, enormemente mayor que nuestro día actual. El único elemento de incertidumbre en estas investigaciones surge cuando intentamos dar precisión numérica a las afirmaciones. Parece tan cierto como las leyes de la dinámica que se llegará eventualmente a un estado del sistema Tierra-Luna en el que el día y el mes sean iguales; pero cuando intentamos determinar la duración de ese día, introducimos un elemento de riesgo en la investigación. Al dar cualquier

Según la estimación de su longitud, hay que entender que esa magnitud se indica con gran reserva. Puede ser errónea hasta cierto punto, aunque quizás no en una medida considerable. La duración de este gran día parecería ser más o menos igual a cincuenta y siete de nuestros días. En otras palabras, en algún momento crítico en un futuro excesivamente lejano, la Tierra tardará algo como 1.400 horas en completar una rotación, mientras que la Luna terminará su recorrido exactamente en el mismo tiempo.

Así vemos cómo, en algunos aspectos, la primera etapa del sistema Tierra-Luna y la última etapa se parecen entre sí. En ambos casos el día es igual al mes. En el primer caso, el día y el mes eran solo una pequeña fracción de nuestro día; en la última etapa, tanto el día como el mes son múltiplos grandes de nuestro día. Sin embargo, existe un contraste profundo entre la primera época crítica y la última. Ya hemos mencionado que la primera época fue de inestabilidad: no podía durar; pero este segundo estado es de estabilidad dinámica. Una vez alcanzado ese estado, sería permanente y duraría para siempre si la Tierra y la Luna pudieran estar aisladas de toda interferencia externa.

Existe una característica especial que define el movimiento cuando el mes es igual al día. Un poco de reflexión muestra que, en ese caso, la Tierra debe dirigir constantemente la misma cara hacia la Luna. Si el día es igual al mes, entonces la Tierra y la Luna deben girar juntas, como si estuvieran unidas por bandas invisibles; y cualquiera que sea el hemisferio de la Tierra que esté orientado hacia la Luna cuando comienza este estado de cosas, permanecerá allí mientras el día siga siendo igual al mes.

En este punto, es difícil evitar recordar esa característica distintiva del movimiento lunar que se ha observado desde la antigüedad. Nos referimos, por supuesto, al hecho de que la Luna, en la actualidad, dirige constantemente la misma cara hacia la Tierra.

Es responsabilidad de los astrónomos proporcionar una explicación física de este hecho notable. La Luna gira alrededor de nuestra Tierra una vez cada…

número de segundos. Si la luna siempre muestra la misma cara hacia la tierra, entonces se demuestra que también gira sobre su eje una vez en el mismo número de segundos. Ahora bien, esto sería una coincidencia extremadamente improbable a menos que hubiera alguna causa física que lo explicara. No tenemos que buscar muy lejos la causa: las mareas en la luna han producido este fenómeno. Ahora descubrimos que la luna tiene una superficie accidentada, lo cual atestigua la existencia de una intensa actividad volcánica en tiempos pasados. Esos volcanes ahora están en silencio: los fuegos internos de la luna parecen haberse agotado; pero hubo un tiempo en que la luna debió ser una masa caliente y semifusión. Hubo un tiempo en que los materiales de la luna estaban tan calientes que eran blandos y maleables, y en esa masa blanda y maleable la atracción de nuestra tierra provocaba grandes mareas. No tenemos registros históricos de estas mareas (ocurrieron mucho antes de la existencia de los telescopios, probablemente mucho antes de la existencia de la raza humana), pero sabemos que esas mareas existieron en algún momento por el efecto que causaron, y ese efecto se observa hoy en día en la cara constante que la luna dirige hacia la tierra. El suave ascenso y descenso de los océanos que forman nuestras mareas presentan una imagen muy diferente de las mareas que alguna vez agitaron a la luna. Las mareas en la luna eran enormemente mayores que las de la tierra. Eran mayores porque el peso de la tierra es mayor que el de la luna, de modo que la tierra podía generar mareas mucho más poderosas en la luna que las que la luna ha podido provocar en la tierra.

El hecho de que la luna muestre siempre la misma cara hacia la tierra depende directamente de la condición de que gire sobre su eje en exactamente el mismo período que el necesario para orbitar alrededor de la tierra. Las mareas son una fuerza reguladora de eficiencia constante para asegurar que se cumpla esta condición. Si la luna girara más lentamente de lo debido, entonces las grandes mareas de lava arrastrarían a la luna a girar cada vez más rápido hasta alcanzar la velocidad deseada; y solo entonces, pero no antes, dejarían en paz a la luna. O si la luna girara más rápido sobre su eje que en su órbita, nuevamente las mareas entrarían en acción con gran intensidad; pero esto

El tiempo que tardarían en lograr ralentizar la rotación de la Luna, hasta haber reducido su velocidad a una rotación por cada revolución.

¿Podrá la Luna escapar algún día de la esclavitud de las mareas? No es fácil responder a esto, pero parece que quizás no sea imposible que la Luna, en algún momento futuro, se libere del control de las mareas. De hecho, es evidente que las mareas, incluso en la actualidad, no ejercen sobre la Luna ese control extremadamente estricto que alguna vez tuvieron. Actualmente no vemos océanos en la Luna, ni los volcanes muestran rastro alguno de lava fundida. Apenas pueden existir mareas en la Luna, pero podría haber algo similar a ellas en su interior. Es posible que el interior de la Luna siga siendo lo suficientemente caliente como para mantener un grado considerable de fluidez, y si así fuera, el control de las mareas seguiría manteniéndola bajo su dominio; pero probablemente llegará el momento, si aún no ha llegado, en que la Luna esté fría hasta su centro, tan fría como la temperatura del espacio. Si los materiales de la Luna fueran lo que un matemático llamaría absolutamente rígidos, no hay duda de que las mareas dejarían de existir y la Luna se liberaría del control de las mismas. Parece imposible predecir hasta qué punto la Luna podrá adaptarse a las condiciones de un cuerpo realmente rígido, pero es concebible que en algún momento futuro el control de las mareas cese prácticamente. Entonces ya no habría ninguna necesidad de que el período de rotación coincidiera con el de la revolución. Así, se proyecta un destello de esperanza para la astronomía del futuro lejano. Sabemos que el tiempo de revolución de la Luna está aumentando, y mientras el mecanismo de control por mareas siga funcionando, el tiempo de rotación también debe aumentar. Hemos imaginado ahora un estado en el que ese control deja de existir. Entonces no habrá nada que impida que la rotación permanezca igual que en la actualidad, mientras el período de revolución sigue aumentando. El privilegio de ver el otro lado de la Luna, que se ha negado a todos los astrónomos anteriores, podría así, en el futuro lejano, ser concedido a sus sucesores.

Las mareas que la Luna provoca en la Tierra actúan como un freno para la rotación de este planeta. Actualmente tienden constantemente a hacer que el período de rotación de la Tierra coincida con el período de revolución de la Luna. Dado que la Luna completa una revolución cada veintisiete días, la Tierra en la actualidad

Se mueve demasiado rápido, y en consecuencia el control causado por las mareas intenta en este momento ralentizar la rotación de la Tierra. La rotación de la Luna ya sucumbió hace tiempo al control de las mareas, pero eso se debió a que la Luna era relativamente pequeña y la fuerza mareal de la Tierra era enorme. Pero ahora ocurre lo contrario: la Tierra es más grande y masiva que la Luna; las mareas generadas por esta última son pequeñas y débiles, y la Tierra aún no ha sucumbido completamente a la acción de las mareas. Sin embargo, las mareas son constantes, nunca dejan de ejercer presión para controlarla, y gradualmente tienden a hacer que el día y el mes coincidan, aunque el progreso es muy lento.

La teoría de las mareas nos lleva a imaginar un estado futuro lejano en el que la Luna orbite alrededor de la Tierra en un período igual al del día, de modo que ambos cuerpos siempre muestren su misma cara el uno hacia el otro, siempre y cuando el control causado por las mareas siga siendo capaz de guiar la rotación de la Luna. En lo que respecta a la acción mutua entre la Tierra y la Luna, tal arreglo posee todos los atributos de la permanencia. No obstante, si nos atrevemos a proyectar nuestra visión hacia un futuro aún más lejano, podemos discernir una causa externa que seguramente impedirá que este ajuste mutuo entre la Tierra y la Luna sea eterno. Las mareas generadas por la Luna en la Tierra son mucho mayores que las generadas por el Sol; por eso, en nuestro razonamiento anterior, hemos dado poca importancia a las mareas solares. Obviamente, esto es solo un método aproximado para abordar esta cuestión. La influencia de las mareas solares es considerable, y su importancia en relación con las mareas lunares aumentará gradualmente a medida que la Tierra y la Luna se acerquen a la fase crítica final. Las mareas solares tendrán como efecto aplicar constantemente un freno adicional a la rotación de la Tierra. Por lo tanto, una vez que el día y el mes sean iguales, seguirá habiendo un mayor retraso en la duración del día. Así, vemos que en un futuro lejano la Luna orbitará alrededor de la Tierra en un tiempo menor al que tarda la Tierra en rotar sobre su eje.

Una confirmación muy ilustrativa de estas ideas la proporciona el descubrimiento de los satélites de Marte. El planeta Marte es uno de los más pequeños.

miembros de nuestro sistema. Tiene una masa que es solo la octava parte de la masa de la Tierra. Un planeta pequeño como Marte tiene mucha menos energía de rotación para ser destruido que uno más grande como la Tierra. Por lo tanto, se puede esperar que el planeta pequeño avance mucho más rápidamente en su evolución que el grande; podríamos, pues, anticipar que Marte y sus satélites han alcanzado una etapa más avanzada de su historia que la que tiene la Tierra y su satélite.

Cuando el descubrimiento de los satélites de Marte sorprendió al mundo en 1877, no había ningún aspecto que causara tanto asombro como el tiempo periódico del satélite interior. Ya hemos señalado en el Capítulo X cómo Fobos gira alrededor de Marte en un período de 7 horas y 39 minutos. El período de rotación de Marte mismo es de 24 horas y 37 minutos, y de ahí surge el hecho, sin parangón en el sistema solar, de que el satélite gira en realidad tres veces más rápido que el planeta. Apenas puede haber duda de que las mareas solares en Marte han disminuido su velocidad de rotación de la manera que acabamos de mencionar.

Siempre me ha parecido que el asunto mencionado es uno de los más interesantes e instructivos de toda la historia de la astronomía. En primer lugar, tenemos un descubrimiento telescópico muy hermoso de los diminutos satélites de Marte, y también tenemos una determinación del movimiento anómalo de uno de ellos. Luego encontramos una explicación física satisfactoria de la causa de este fenómeno, y demostramos que se trata de un ejemplo destacado de evolución mareal. Finalmente, vimos que el sistema de Marte y sus satélites es en realidad un presagio del destino que, tras el paso de los siglos, espera al sistema Tierra-Luna.

Parece natural preguntarse hasta qué punto la influencia de las mareas puede haber contribuido a dar forma a las órbitas planetarias. Las circunstancias aquí son muy diferentes de las que hemos encontrado en el sistema Tierra-Luna. Expongamos primero el problema de manera precisa. El sistema solar consta del Sol en el centro y de los planetas que giran alrededor del Sol. Estos planetas rotan sobre sus ejes; y circulan alrededor de algunos de

Los planetas que tenemos tienen sus sistemas de satélites. Por simplicidad, podemos suponer que todos los planetas y sus satélites giran en el mismo plano, y que los planetas rotan alrededor de ejes perpendiculares a ese plano. En el estudio de la teoría de la evolución mareal debemos guiarnos principalmente por un profundo principio dinámico conocido como la conservación del “momento de impulso”. La demostración de este gran principio no se intenta aquí; basta decir que puede deducirse estrictamente de las leyes del movimiento, y por lo tanto es solo secundario en certeza a las verdades fundamentales de la geometría ordinaria o del álgebra. Tomemos, por ejemplo, el planeta gigante Júpiter. En un segundo, él se mueve alrededor del sol mediante un cierto ángulo. Si multiplicamos la masa de Júpiter por ese ángulo, y luego multiplicamos el producto por el cuadrado de la distancia desde Júpiter hasta el sol, obtenemos una cantidad determinada. Un matemático denomina a esta cantidad el “momento orbital” de impulso de Júpiter.[46] De la misma manera, si multiplicamos la masa de Saturno por el ángulo que el planeta recorre en un segundo, y este producto por el cuadrado de la distancia entre el planeta y el sol, entonces tenemos el momento orbital de impulso de Saturno. De forma similar, determinamos el momento de impulso de cada uno de los demás planetas debido a su rotación alrededor del sol. También debemos definir el momento de impulso de los planetas alrededor de sus ejes. En un segundo, Júpiter gira mediante un cierto ángulo; multiplicamos ese ángulo por la masa de Júpiter y por el cuadrado de una cierta línea que depende de su estructura interna: el producto forma el “momento rotacional” de impulso. De forma similar, encontramos el momento rotacional de impulso de cada uno de los demás planetas. Cada satélite gira mediante un cierto ángulo alrededor de su planeta principal en un segundo; obtenemos el momento de impulso de cada satélite multiplicando su masa por el ángulo descrito en un segundo, y luego multiplicando el producto por el cuadrado de la distancia del satélite desde su planeta principal. Finalmente, calculamos el momento de impulso del sol debido a su rotación. Esto lo obtenemos multiplicando el ángulo mediante el cual el sol gira en un segundo por toda la masa del sol, y luego multiplicando el producto por el cuadrado de una cierta línea de longitud prodigiosa, que depende de los detalles de la estructura interna del sol.

Si hemos logrado explicar qué se entiende por momento de momento lineal, entonces la formulación de la gran ley es relativamente sencilla. En primer lugar, debemos observar que el momento de momento lineal de cualquier planeta puede cambiar. Cambiaría si la distancia del planeta al sol variara, o si la velocidad con la que el planeta gira sobre su eje cambiara; de igual manera, el momento de momento lineal del sol también puede cambiar, al igual que el de los satélites. Al principio, una cierta cantidad total de momento de momento lineal fue transmitida a nuestro sistema, y ni una sola partícula de esa cantidad total puede ser desperdiciada o perdida por el sistema solar en su conjunto. Sea cual sea la acción mutua entre los diversos cuerpos del sistema, sean cuales sean las perturbaciones que puedan experimentar —qué mareas puedan producirse, o incluso qué colisiones mutuas puedan ocurrir—, debe respetarse la gran ley de conservación del momento de momento lineal. Si algunos cuerpos del sistema solar están perdiendo momento de momento lineal, entonces otros cuerpos del sistema deben ganarlo, para que la cantidad total permanezca inalterada. Esta consideración es de suma importancia en relación con las mareas. La distribución del momento de momento lineal en el sistema está siendo modificada continuamente por las mareas; pero, sea como sea la marea alta o baja, la cantidad total de momento de momento lineal nunca puede cambiar mientras no haya influencias externas al sistema.

Debemos señalar aquí la diferencia entre la dotación de energía de nuestro sistema y su dotación de momento de momento lineal. Las acciones mutuas de nuestro sistema, en la medida en que generan calor, tienden a desperdiciar la energía, parte considerable de la cual puede disiparse y perderse de este modo; pero las acciones mutuas no tienen poder para disipar el momento de momento lineal.

Si se considera que el momento de momento lineal total del sistema solar es 100, actualmente está distribuido de la siguiente manera:—

Momento orbital del momento de Júpiter: 60
Momento orbital del momento de Saturno: 24
Momento orbital del momento de Urano: 6
Momento orbital del momento de Neptuno: 8
Momento de rotación del momento del Sol: 2
—
100

Las contribuciones de los demás cuerpos son excesivamente insignificantes. Los momentos orbitales de los pocos planetas interiores representan poco más de una milésima parte del valor total. Las contribuciones de rotación de todos los planetas y de sus satélites son aún menores, no superando una sesenta milésima parte del total. Por lo tanto, al estudiar los efectos generales de las mareas en las órbitas planetarias, se pueden pasar por alto estos detalles insignificantes. Sin embargo, consideraremos conveniente restringir aún más el tema y concentrar nuestra atención en un ejemplo concreto. Tomemos el Sol y el planeta Júpiter; suponiendo que todos los demás cuerpos de nuestro sistema estén ausentes, analicemos la influencia de las mareas producidas en Júpiter por el Sol, y de las mareas en el Sol por Júpiter.

Podría pensarse a la ligera que, así como la Luna nació de la Tierra, los planetas nacieron del Sol y, gradualmente, se alejaron debido a las mareas hasta llegar a su estado actual. Contamos con los datos proporcionados para investigar esta cuestión, y demostraremos que es imposible que Júpiter, o cualquier otro planeta, haya estado alguna vez mucho más cerca del Sol de lo que está ahora. En el caso de Júpiter y el Sol, el momento de momento está compuesto por tres componentes. De lejos, el más importante de estos componentes se debe a la revolución orbital de Júpiter; el siguiente proviene del Sol.

El tercero se debe a la rotación de Júpiter sobre su eje. Podemos expresarlos como números redondos de la siguiente manera:—

Momento orbital del momento de impulso de Júpiter: 600,000
Momento de rotación de Júpiter: 20,000
Momento de rotación del Sol: 12

El Sol genera mareas en Júpiter, y esas mareas ralentizan la rotación de Júpiter. Hacen que Júpiter gire cada vez más lentamente; por lo tanto, su momento de impulso disminuye, y su valor actual de 12 también debe estar disminuyendo. Incluso el poderoso Sol puede verse afectado por las mareas. Júpiter genera mareas en el Sol, y esas mareas ralentizan el movimiento del Sol; por lo tanto, su momento de impulso también disminuye. De ambas causas se deduce que el valor de 600,000 debe estar aumentando; en otras palabras, el movimiento orbital de Júpiter debe estar aumentando, o bien Júpiter debe estar alejándose del Sol. En este sentido, el sistema Sol-Júpiter es análogo al sistema Tierra-Luna. Así como las mareas en la Tierra hacen que la Luna se aleje, las mareas en Júpiter y el Sol hacen que estos dos cuerpos se separen gradualmente. Pero existe una diferencia fundamental entre los dos casos. Se puede demostrar que las mareas generadas en Júpiter por el Sol son más efectivas que las generadas en el Sol por Júpiter. Por lo tanto, en la actualidad se puede omitir la contribución del Sol; de modo que, en la práctica, los aumentos en el momento orbital del momento de impulso de Júpiter se deben al momento acumulado por su rotación. Pero, ¿qué es 12 en comparación con 600,000? Incluso cuando todo el momento de rotación de Júpiter y el de sus satélites se haya absorbido…

En el movimiento orbital, apenas habrá una diferencia apreciable en este último. En la antigüedad podemos suponer, de hecho, que Júpiter, al ser más caliente, era más grande que en la actualidad y que tenía un momento angular de rotación considerablemente mayor. Pero es difícil creer que Júpiter haya podido tener cien veces más momento angular del que tiene actualmente. Aun si se hubieran transferido 1.200 unidades de momento angular rotacional al movimiento orbital, eso solo correspondería a una diferencia muy pequeña en la distancia de Júpiter del sol. Por lo tanto, estamos seguros de que las mareas no han modificado apreciablemente las dimensiones de la órbita de Júpiter, ni de las de los otros planetas grandes.

Sin embargo, llegará el momento en que la rotación de Júpiter sobre su eje disminuirá gradualmente debido a la influencia de las mareas. Entonces se descubrirá que el momento angular de la rotación del sol se gastará gradualmente en ampliar las órbitas de los planetas, pero como esta reserva representa solo alrededor del dos por ciento de la cantidad total en nuestro sistema, no puede producir ningún efecto significativo.

La teoría de la evolución por mareas, que en manos del profesor Darwin nos ha enseñado mucho acerca de la historia pasada de los sistemas de satélites en el sistema solar, sin duda también, como señaló el doctor See, permitirá explicar las órbitas altamente excéntricas de los sistemas de estrellas dobles. En el sistema Tierra-Luna tenemos dos cuerpos extremadamente diferentes en tamaño; la masa de la Tierra es aproximadamente ochenta veces mayor que la de la Luna. Pero en el caso de la mayoría de las estrellas dobles, nos encontramos con dos cuerpos que no difieren mucho en masa. Se puede demostrar que la órbita debió tener originalmente una excentricidad leve, pero que la fricción mareal es capaz no solo de ampliarla, sino también de alargarla. La fuerza de aceleración es mucho mayor en el periastrón (cuando los dos cuerpos están más cerca uno del otro) que en el apastrón (cuando su distancia es máxima). En el periastrón, por lo tanto, la fuerza perturbadora aumentará la distancia al apastrón en una cantidad enorme, mientras que en el apastrón aumentará la distancia al periastrón en una cantidad muy pequeña. Así, mientras la elipse se va ampliando gradualmente, la órbita se vuelve cada vez más excéntrica, hasta que las rotaciones axiales hayan…

Suficientemente reducido por la transferencia del momento de impulso axial al orbital.

Y ahora debemos dar por concluido este capítulo, aunque hay muchos otros temas que podrían incluirse. La teoría de la evolución mareal es, de hecho, de un interés excepcional. Los matemáticos anteriores dedicaron su esfuerzo a determinar la dinámica de un sistema compuesto por cuerpos rígidos. Debemos a los matemáticos contemporáneos el haber abierto la mecánica celeste a la suposición más real de que los cuerpos no son rígidos; en otras palabras, de que están sujetos a las mareas. Las dificultades matemáticas se incrementan enormemente, pero el problema es más fiel a la naturaleza y ya ha dado lugar a algunos de los descubrimientos astronómicos más notables realizados en la época moderna.

Nuestra historia de los cielos ya ha sido contada. Comenzamos esta obra con una descripción de las herramientas mecánicas y ópticas para la astronomía; la hemos terminado con una breve descripción de un método de investigación intelectual que revela algunos de los fenómenos celestes que ocurrieron mucho antes de que existiera la raza humana. Hemos hablado de aquellos objetos que se encuentran relativamente cerca de nosotros, y luego, paso a paso, hemos avanzado hacia las nebulosas y cúmulos distantes que parecen estar en los límites del universo visible. Sin embargo, ¡cuán poco podemos ver incluso con nuestros telescopios más potentes, en comparación con toda la extensión del espacio infinito! Por grande que sea la profundidad que nuestros instrumentos han explorado, aún existe un más allá de extensión infinita. Imaginen una enorme esfera en el espacio, una esfera de dimensiones tan asombrosas que incluiría al sol y su sistema, todas las estrellas y nebulosas, e incluso todos los objetos que nuestras capacidades finitas pueden imaginar. Pero, ¿qué relación debe tener el volumen de esta gran esfera con toda la extensión del espacio infinito? La relación es infinitamente menor que la que existe entre el agua de una sola gota de rocío y el agua de todo el océano Atlántico.

APÉNDICE.
CANTIDADES ASTRONÓMICAS.

El Sol.

La distancia media del Sol desde la Tierra es de 92,900,000 millas; su diámetro es de 866,000 millas; su densidad media, en comparación con el agua, es de 1·4; su elipticidad es insignificante; gira sobre su eje en un período de entre 25 y 26 días.

La Luna.

La distancia media de la Luna desde la Tierra es de 239,000 millas. El diámetro de la Luna es de 2,160 millas; y su densidad media, en comparación con el agua, es de 3·5. El tiempo que tarda en completar una órbita alrededor de la Tierra es de 27·322 días.

Los Planetas.

Distancia desde el Sol – Densidad – Período medio de rotación en días – Diámetro medio – Densidad en comparación con el agua:
Mercurio: 36·0 – 28·6 – 43·3 – 87·969 – 3,030 – 6·85(?)
Venus: 67·2 – 66·6 – 67·5 – 224·70 – 7,700 – 4·85
Tierra: 92·9 – 91·1 – 94·6 – 365·26 – 7,918 – 5·58 / 4·09 / 24·37
Marte: 141 – 128 – 155 – 686·98 – 4,230 – 4·01 / 22·7
Júpiter: 483 – 459 – 505 – 4,332·6 – 86,500 – 9 / 55 – 1·38
Saturno: 886 – 834 – 936 – 10,759 – 71,000 – 10 / 14 – 0·72
Urano: 1,782 – 1,700 – 1,860 – 30,687 – 31,900 – Valor desconocido – 1·22
Neptuno: 2,792 – 2,760 – 2,810 – 60,127 – 34,800 – Valor desconocido – 1·11

Los satélites de Marte.

Distancia media al centro de Marte. Tiempo periódico.
horas. minutos. segundos.
Fobos: 5,800 millas; 7 horas 39 minutos 14 segundos.
Deimos: 14,500 millas; 30 horas 17 minutos 54 segundos.

Los satélites de Júpiter.

Distancia media al centro de Júpiter. Tiempo periódico.
días. horas. minutos. segundos.
Nuevo satélite interno Barnard: 112,500 millas; 0 horas 11 minutos 57 segundos 22.
I: 261,000 millas; 1 hora 18 minutos 27 segundos 34.
II: 415,000 millas; 3 horas 13 minutos 13 segundos 42.
III: 664,000 millas; 7 horas 3 minutos 42 segundos 33.
IV: 1,167,000 millas; 16 horas 16 minutos 32 segundos 11.

Los satélites de Saturno.

Distancia media al centro de Saturno. Tiempo periódico.
días. horas. minutos. segundos.
Mimas: 115,000 millas; 0 horas 22 minutos 37 segundos 6.
Encélado: 148,000 millas; 1 hora 8 minutos 53 segundos 7.
Tetis: 183,000 millas; 1 hora 21 minutos 18 segundos 26.
Dione: 235,000 millas; 2 horas 17 minutos 41 segundos 9.
Rea: 329,000 millas; 4 horas 12 minutos 25 segundos 12.
Titán: 760,000 millas; 15 horas 22 minutos 41 segundos 27.
Hiperión: 921,000 millas; 21 horas 6 minutos 38 segundos 31.
Iapeto: 2,215,000 millas; 79 horas 7 minutos 56 segundos 40.

Los satélites de Urano.

Distancia media al centro de Urano. Tiempo periódico.
días. horas. minutos. segundos.
Ariel 119,000 millas 2 12 29 21
Umbriel 166,000 millas 4 3 27 37
Titania 272,000 millas 8 16 56 30
Oberón 364,000 millas 13 11 7 6

El satélite de Neptuno.

Distancia media al centro de Neptuno. Tiempo periódico.
días. horas. minutos. segundos.
Satélite 220,000 millas 5 21 2 44

ÍNDICE.

A

Aberración de la luz, 503–512;
y los movimientos aparentes de las estrellas, 504, 507;
descubrimientos de Bradley, 503;
causas, 507–511;
círculos de estrellas, 505–507;
dependencia de la velocidad de la luz, 511;
efecto en Draco, 505;
investigación telescópica, 510

Combinación acromática de lentes, 11

Adams, profesor J.C., y el descubrimiento de Neptuno, 324–327, 330–332;
y la elipse de las Leonidas, 386

Aerolito del Chaco, 398;
Orgueil, 399

Airy, sir George, 325

Meteoritos de Alban Mount, 393

Alcor, 438

Aldebarán, 209, 418, 419;
espectro de, 480;
velocidad de, 484

Algol, 485, 487

Almagesto, 7

Alfonsus, 92

Los Alpes, el gran valle lunar, 88

Altair, 424

Aluminio en el Sol, 50

Los antiguos y su astronomía, 2–7

Andrews, profesor, y la formación basáltica en el Camino del Gigante, 407

Andrómeda, 414; nebulosa en ella, 469, 489

Andrómedes, lluvia de estrellas fugaces y el cometa Biela, 390

Antares, 423

Apeninos (lunares), 83

Afelio, 163

Acuario, 215, 413

Aquila, o el Águila, 424

Arago, 326

Arquímedes, 88

Arcturo, 358, 480;
valor de su velocidad, 484

Catálogo de estrellas de Argelander, 431, 476

Argos, 481

Ariel, 309, 559

Aristarco, 90

Aristilo, 88

Aristóteles, cráter lunar nombrado en su honor, 88;
credulidad respecto a sus escritos, 267;
la Luna y las mareas según él, 535

Asteroides, 229–244

Astrea, 328

Astrónomos de Nínive, 156

Cuantidades astronómicas, 558

Astronomía antigua, 2–7;
logros de Galileo en ella, 10;
el primer fenómeno astronómico, 2

El Athenæum y la carta de Sir John Herschel

Sobre la participación de Adams en el descubrimiento de Neptuno, 330

Atmósfera, altura de la terrestre, 100

Atracción, entre la Luna y la Tierra, 75;
entre los planetas, 148;
entre el Sol y los planetas, 144, 148;
de Júpiter, 248, 249;
que produce la precesión, 498

Auriga, 414, 489

Aurora boreal, 42

Autólico, 88

Distancias de Auwers a las estrellas, 449;
y la irregularidad en el movimiento de Sirio, 427

Eje polar, 196, 497;
precesión y nutación del terrestre, 492–502

B

Backlund y el cometa de Encke, 349, 351

Barnard, profesor E.E., y Saturno, 271,
278, 282;

y Titán, 294;
y el cometa de 1892, 355;
y la Vía Láctea, 475

Colmena, la, 422

Belopolsky, M., y binarios, 487, 488

Meteorito de Benarés, el, 392

Bessel, y Bradley, 501;
y la distancia de 61 Cygni, 446, 448,
449;
y las distancias de las estrellas, 442;
y los movimientos irregulares de Sirio,
426;
recibe medalla de oro de la Real
Sociedad Astronómica, 442

Betelgeuse, 209, 418, 419, 482;
valor de su velocidad, 484

Cometa de Biela, y Sir John
Herschel, 357;
y Andrómeda, 390

Binarios espectroscópicos, 487

Lentes binoculares, 27

Biot y los meteoritos L’Aigle, 392

Ley de Bode, 230;

Lista de estrellas dobles, 435

Bond, profesor, y los satélites de Saturno, 296;
y la nebulosa en Orión, 469;
y el tercer anillo de Saturno, 280

Boötes, 422

Bradley, y la nutación, 501;
y la aberración de la luz, 503;
sus observaciones de Urano, 312

Bredichin, profesor, y las colas de los cometas,
365, 366, 367

Hierro de Breitenbach, 397

Canal de Bristol, mareas en él, 538

Brünnow, dr., observaciones sobre la paralaje de
61 Cygni, 449

Entierro de Sir John Moore, 72

Burnham, señor, y la órbita de Sirio, 427;
sus adiciones al número conocido de
estrellas dobles, 439

Butler, obispo, y la probabilidad, 460

Meteorito Butsura, 397

C

Cadmio en el Sol, 50

Calais, mareas en, 536

Calcio en el Sol, 50

Campbell, Sr., y Argus, 481;
y Marte, 223

Canales en Marte, 220

Cancri 20, 154

Cancri, ζ, 154

Cancri, θ, 154

Canis mayor, 419

Canopus, 422

Observatorio de Cape, 27

Capella, 414, 480, 487

Período Carbonífero, 518

Cardiff, mareas en, 538

Cassini, J.D., y estrellas dobles, 434;
y satélites de Saturno, 294;

y los anillos de Saturno, 278

Cassiopeia, 412

Castor, 420, 487;
una estrella binaria, 437;
su revolución, 437

Catálogos de estrellas, 310, 311;
los de Messier, 529

Catharina, 92

Centauri, α, 422;
las observaciones del Dr. Gill sobre ella, 451;
la medición de la distancia realizada por Henderson,
442, 451

Ceres, 231, 232, 238;
y los meteoritos, 404, 405

El meteorito Chaco, 398

Chacornac y el cráter lunar Schickard, 90

El crucero Challenger y las partículas magnéticas en el Atlántico, 408

El profesor Challis, 326;
su búsqueda de Neptuno, 327, 328, 331, 332

El señor Chandler y Algol, 485

El carro de Carlos, 28
Chepstow y sus mareas, 538
Chéseaux, descubridor del cometa de 1744, 367
Chicago y el telescopio del Observatorio Yerkes, 16
Chladni y el meteorito de Siberia, 392
Cromo en el Sol, 50
Cromosfera, 54
Cronómetros probados por la Luna, 80
Clairaut y la atracción de los planetas sobre los cometas, 342, 343
Clavius, 91; y los satélites de Júpiter, 267
Reloj astronómico, 23
Cúmulos estelares, 461–464
Cobalto en el Sol, 50
El cometa de Coggia, 1874, 337
Color de la luz e indicación de su fuente, 46

Colores, los siete primarios, 45

Columbiad, la, 401

Columbus, 7

Cometas, 112, 149, 250, 336;
y el espectróscopo, 355;
atracción por parte de los planetas, 342, 360;
de Biela, 357;
de Biela y Andrómeda, 390;
investigaciones de Clairaut, 342, 343;
de Coggia, 337;
de Common (1882), 354;
conexión con las lluvias de estrellas fugaces, 388;
constitución, 336;
contienen sodio y hierro, 356;
de Donati (1858), 353, 358, 366;
excentricidad, 360;
de Encke, 344–352;
existencia de carbono en ellos, 356, 367;
gravedad y cometas, 343, 348;
investigaciones de Halley sobre ellos, 341–344;
cabeza o núcleo, 337;
de Lexell, 370;
masa, 359;
movimientos, 336;
explicaciones de Newton sobre ellos, 338;
no periódicos, 353–356;
el de 1531, 341;
el de 1607, 341;
el de 1681, 338, 339;

de 1682, 341;
de 1744 (de Chéseaux), 367;
de 1818, 345;
de 1843, 352;
de 1866, 388;
de 1874, 337;
de 1892, 355;
origen de, 369;
órbitas parabólicas de, 338–340, 360;
regreso periódico de, 338–341;
forma de, 336;
tamaño de, 337;
sin colas, 370;
colas de, 337, 361;
investigaciones de Bredichin, 365;
de Chéseaux, 367;
composición de, 365, 369;
condensación de, 369;
electricidad y, 368;
crecimiento gradual de, 363;
ley de dirección de, 362;
rechazados por el Sol, 364;
fuerza repulsiva de, 364, 368;
varios tipos de, 365;
de Tebbutt (1881), 353;
delgadez de, 357

Common, Dr., constructor de reflectores, 21;
y el cometa de 1882, 354;
y la nebulosa en Orión, 469

Cook, Capitán, y el tránsito de Venus, 184

Copeland, Dr., y la estrella de Schmidt, 489;
y el cráter lunar Tycho, 92;
y los espectros de las nebulosas, 473;
y el tránsito de Venus, 189.

Copérnico y Mercurio, 156;
confirmación de su teoría por el descubrimiento de los satélites de Júpiter, 267;
su teoría de la astronomía, 7;
cráter lunar nombrado en su honor, 89.

Cobre en el Sol, 50.

Cor scorpionis, 423.

Corona Borealis, 423, 488.

Corona del Sol durante un eclipse, 62–64, 151.

Coronium, 64.

Cotopaxi y los meteoritos, 401.

El Cangrejo, 422.

Crabtree y el tránsito de Venus, 180.

Anillo oscuro de Saturno, 281.

Cráteres en la Luna, 83–85, 87–98.

Velocidad crítica, 103, 104, 237.

Corona, la, 423

Criptógrafo de Huygens, el, 277

Cygni, β, 439

Cygni 61: paralaje anual de, 450;
Medición de la distancia por Bessel, 442, 446, 447;
Observaciones de Brünnow sobre, 449;
Distancia desde el Sol, 452;
Influencia perturbadora de, 452;
Forma doble, 446;
Medición realizada por el profesor A. Hall, 449;
Investigaciones fotográficas del profesor Pritchard sobre, 449;
Movimiento propio de, 446;
Observaciones de Struve sobre, 448, 449;
Velocidad de, 452

Cygnus, 424

Cirilo, 92

Cysat y el Cinturón de Orión, 467

D

Línea D en el espectro solar, 48

Darwin, profesor G.H., y evolución por mareas, 531

Dawes, profesor, y el tercer anillo de Saturno,
281

Duración del día y la Luna, 542;
y las mareas, 541

Deimos, 226, 558

Denebola, 423

Difracción, 56

Dione, 559

Dispersión de colores, 47

Distancias astronómicas, 558, 559

Doerfel y los cometas, 339

Estrella del Perro (véase Sirio)

El Pequeño Perro, 420

Cometa de Donati, 353, 358;
colas, 366

Estrellas dobles, 434–440

D Q, 236

Nebulosa de Draco, 470

Dragón, el, 415

Draper, profesor, y la nebulosa en Orión,
469

Observatorio Dunsink, 12, 184, 447, 449

Estabilidad dinámica, 547;
teoría de Newton, 214

Dinámica y el sistema Tierra-Luna, 546

Dinámica, Galileo como fundador de ella, 10

E

Águila, la, 424

Tierra, Las ideas antiguas sobre ella, 3;
movimiento anual de la, y el movimiento aparente
de las estrellas, 507, 512;
atracción de Júpiter, 319;
atracción sobre el cometa Encke, 350;
atracción sobre las Leónidas, 386;
atracción de Saturno, 319;
atracción de la Luna, 75, 497;
atracción del Sol, 496;
rotación axial de la, 558;
período carbonífero en ella, 518;
cambio climático en ella, 518;
composición de la, 496;

Contacto de su atmósfera con los meteoros, 377–379;
Densidad de su atmósfera, 558;
Diámetro de su atmósfera, 558;
Distancia desde Marte, 213;
Distancia desde la Luna, 73, 558;
Distancia desde el Sol, 31, 114, 184, 240, 265, 351, 512, 558;
Energía generada por su rotación, 540;
Antiguamente era un globo fundido, 200, 201;
Registros geológicos relacionados con él, 517;
Período glaciar en él, 518;
Gravedad y él, 204, 206, 207, 497;
Calor en su interior, 94, 197, 198, 251, 514;
Cómo se mide, 193–196;
Aumento de su masa debido a la caída de materia meteorítica, 408;
Sus océanos eran vapor en el pasado, 251;
En el pasado estuvo muy cerca de la Luna, 542;
Órbita de él, 114;
Forma elíptica de su órbita, 139;
Su trayectoria alterada por Venus y Marte, 319;
Tiempo periódico de su rotación, 558;
Plano de su órbita, 309;
Eje polar de él, 196, 492–502;
Posición de él en relación con el Sol y la Luna, 76, 77;
Precesión y nutación de su eje, 492–502;
Radio de él, 193, 512;
Rotación de él, 75, 196, 200, 494, 496.

Forma, 192, 195, 197, 201, 207;
Tamaño, en comparación con Júpiter, 119;
y en comparación con otros planetas, 119;
Tamaño y peso, en comparación con los del Sol, 30;
y con los de la Luna, 74, 75;
Velocidad, 115, 139, 146, 512;
y tiempo periódico, 143;
Erupciones volcánicas en él, 197;
y el origen de los meteoritos, 405;
Peso, 202, 248;
en comparación con Saturno, 271, 272

Terremotos, instrumentos astronómicos perturbados por ellos, 24

Excentricidad de las elipses planetarias, 136, 211

Eclipses de los satélites de Júpiter, 261, 262, 265–267

Elipse de la Luna, 77–80;
de el Sol, 53

Eclipses, explicaciones antiguas sobre ellos, 6;
cálculos de la recurrencia de los mismos, 79, 80

La eclíptica, 5, 233;
Polo de la eclíptica, 493, 500, 505

Luz eléctrica, 44

Elipse, 136;

Excentricidad, 137;
Foco, 137;
Descubrimientos de Kepler sobre él, 136, 138, 142–144, 505;
La forma que adopta la órbita de un planeta, 136;
El efecto paraláctico, 444;
Variedad de formas posibles, 139

Encélado, 559

Encke y la distancia del Sol desde la Tierra, 147, 184;
Su cometa, 344–352

El cometa de Encke, 344–352;
Su acercamiento a Júpiter, 349;
Y Mercurio, 349;
Y el Sol, 346;
Disminución en el tiempo periódico de su retorno, 351;
Distancia desde Mercurio, 347;
Interferencias causadas por la Tierra, 350; e interferencias causadas por Mercurio, 348;
Irregularidades en su órbita, 347, 351;
Órbita del cometa, 346;
Retorno periódico del cometa, 351;
Cálculos de Von Asten sobre él, 349–350

Energía que provoca las mareas, 539

El meteorito de Ensisheim, 393

Diámetro ecuatorial, 196, 497;
Telescopio, 14

Eratóstenes, 89

Eros, 236

Erupciones, 197

Estrella vespertina, 109, 169

Ojo, estructura del, 10

F

Faculas del Sol, 37

Bola de fuego de 1869, 375

Bolas de fuego, 374

Estrellas “fijas”, 503

Flamsteed, primer Astrónomo Real, 311;
su Historia Cœlestis, 311

Enfoque de la elipse planetaria, 137–139

Fomalhaut, 413

Fraunhofer, 478

Líneas de Fraunhofer, 48

Bahía de Fundy, mareas en ella, 538

G

Galileo, logros de, 10;
y los satélites de Júpiter, 267;
y los anillos de Saturno, 273, 274;
y las Pléyades, 418

Galle, Dr., y Neptuno, 328–330

Gassendi, y el tránsito de Mercurio, 164;
y el tránsito de Venus, 178;
cráter lunar nombrado en su honor, 90

Gauss, y el planeta menor Ceres, 232

Constelación de Géminis, 303, 420

Geminidas, 400

Geólogos y el paso del tiempo, 453

Geómetras orientales, 5

Geometría, desarrollo por parte de los antiguos, 6

Jorge III y Sir W. Herschel, 299, 306

Giant’s Causeway, 407

Gill, Dr. D., 27;
y Juno, 243;
y los planetas menores, 242;
y la paralaje de α Centauri, 451;
y la paralaje de Marte, 214.

Período glacial, 518.

Gravedad, ley de la, 122–149;
y estrellas binarias, 437;
y precesión, 497;
y el eje terrestre, 495, 497, 499;
y la trayectoria parabólica de los cometas, 340;
y el regreso periódico de los cometas, 343;
y el peso de la Tierra, 203, 204;
ilustrada mediante experimentos, 123, 124, 127, 129–132;
su descubrimiento facilitado por observaciones lunares, 108, 125;
su influencia en los satélites, 149;
su influencia en las estrellas, 149;
su influencia en las mareas, 149;
la demostración triunfal de Le Verrier, 330;
los descubrimientos de Newton, 125, 126, 147;
en la Luna, 96;
universalidad entre los cuerpos celestes, 128, 373.

Osa Mayor, 27, 28, 241;
configuración, 410;
estrella doble en ella, 438;
posiciones de la, 409, 411.

Green, Sr., y Marte, 220
Observatorio de Greenwich, 26, 311
Griffiths, Sr., y Júpiter, 252
Grimaldi, 90
Grubb, Sir Howard, 14
“Los guardias”, 412
Los viajes de Gulliver y los satélites de Marte, 228

H
Las observaciones de Hadley sobre Saturno, 282
Hall, profesor Asaph, y los satélites de Marte, 225
Halley y la periodicidad de los cometas, 341–343; y el tránsito de Venus, 180

El calor y su relación con la astronomía, 513; en el interior de la Tierra, 197–199, 514; del Sol, 515–526

El heliómetro, 243

Helio, 55

Henderson, y la distancia de α Centauri, 442, 451

Hércules, cúmulo estelar en, 269, 462

Heródoto (cráter lunar), 90

Herschel, Caroline, 299, 465

Herschel, Sir John, discurso ante la Asociación Británica, 328;
discurso con motivo de la entrega de la medalla de oro a Bessel, 443;
y el cometa Biela, 357;
y las nebulosas, 464;
carta al Athenœum sobre la participación de Adams en el descubrimiento de Neptuno, 330

Herschel, Sir W., y estrellas dobles, 435, 436;
y Saturno, 279;
y los satélites de Saturno, 295;
y la Emperatriz Catalina, 301;
y el movimiento del sistema solar hacia Lyra, 457;
descubrimiento del satélite de Urano por él, 308, 309;
descubrimiento de Urano por él, 305, 308;
vida temprana de él, 299;
amistad con Sir W. Watson, 302;
él mismo fabrica sus propios telescopios, 301.

“Astrónomo del Rey”, 307;
método para fabricar sus telescopios, 302;
talento musical, 299;
organista de la Capilla Octagonal, Bath, 300;
perdón por deserción por parte de Jorge III, 299;
pasión por la astronomía, 300, 301;
abandona su profesión musical, 307;
teoría de las agrupaciones estelares, 529;
estudio de las nebulosas, 464–465, 529.

Telescopio Herscheliano, 19

Historia Cœlestis, 311

Hœdi, el, 414

Cometa Holmes, Sr. (1892), 355

Horrocks y el tránsito de Venus, 179

Howard, Sr., y el meteorito de Benares, 392

Huggins, Sir W., 479, 483;
y las nebulosas, 472

Huygens y los anillos de Saturno, 275–278;
descubre el primer satélite de Saturno, 293

Las Híadas, 419

Hidrógeno en Sirio y Vega, 479;
en el Sol, 50

Higino, 93

Hipérion, 559

I

Iapeto, 559

Los iberos, 3

La Inquisición y Galileo, 10

Íris, 242

Polvo de hierro en las regiones árticas, 408;
en el Sol, 50;
de los meteoritos, 396;
espectro del, 50

J

Janssen, M., 34, 53;
y el tránsito de Venus, 177

Júpiter, estudio antiguo de, 6;
y las Leónidas, 386;
atracción de, 248;
rotación axial de, 558;
cinturones de, 252;

Brillo, 257;
Composición, 250;
Cubierto por una atmósfera de nubes, 253, 254;
Densidad, 558;
Diámetro, 247, 558;
Distancia desde la Tierra, 110, 111;
Distancia desde el Sol, 246, 558;
Habitabilidad, 257;
Calor recibido del Sol, 256;
Calor interno, 252, 256, 515;
Falta de características permanentes, 253;
Falta de solidez, 248, 253, 254;
Momento de momento lineal, 554, 555;
Occultación, 255;
Órbita, 114, 115, 246;
Su trayectoria perturbada por la atracción de Saturno, 316;
Tiempo periódico, 558;
Un planeta, o “viajero”, 111;
La Mancha Roja en 1878, 253;
Revolución, 246;
Rotación, 201, 202;
Satélites, 247, 249, 257–261, 265, 559;
Satélites y gravedad, 266;
Satélites y la teoría copernicana, 267;
Sombra proyectada por los satélites, 257;
Forma, 201, 202, 247, 252;
Tamaño, en comparación con la Tierra, 19, 246, 248;
Y en comparación con otros planetas, 114;
Y en comparación con el Sol, 114.

Tormentas, 256;
Mareas, 555;
Peso, 248, 250;
Y el cometa Encke, 350

K

Keeler, profesor, y los anillos de Saturno, 288

Kempf, doctor, y la velocidad del Sol, 484

Kepler, y los cometas, 360;
Y las leyes del movimiento planetario, 10;
Y los meteoros, 386;
Y la órbita de Marte, 209;
Explicación de sus leyes, 147, 148, 533;
Su descubrimiento de la forma de las órbitas planetarias, 136, 138;
Su primera ley planetaria, 138;
Cráter lunar nombrado en su honor, 90;
Predicción del tránsito de Venus y Mercurio, 163, 178;
Segunda ley, 141;
Tercera ley, 142

Niños, 414

Kirchhoff, y el análisis espectral, 478

Kirkwood, profesor, y los movimientos de los satélites de Saturno, 296

Klinkerfues, profesor, 390

L

Lagrange y la teoría de las perturbaciones planetarias, 320–322;
su suposición sobre la rigidez planetaria, 531

Los meteoritos L’Aigle, 392

Lalande y Neptuno, 332, 333

Paisajes lunares, 98

Lane, Sr. J. Homer, 522

Laplace y la teoría nebulosa, 526;
y los satélites de Júpiter, 266;
y la teoría de las perturbaciones planetarias, 320

Lassell, Sr., y el octavo satélite de Saturno, 296;
descubre el satélite de Neptuno, 334

Ley de la gravedad (véase Gravedad)

Leyes del movimiento planetario (véase Movimiento planetario)

Plomo en el Sol, 50

Ledger, Sr., y Mercurio, 163

Leibniz, montañas lunares nombradas en su honor, 93

Lemonnier, y Urano, 312

Leo, y estrellas fugaces, 380, 420

Leonidas, atracciones de los planetas sobre ellas, 386;
amplitud del flujo de ellas, 387;
cambio de forma de ellas, 383;
disminución de ellas, 385;
enorme número de ellas, 382;
registros históricos, 383;
longitud del flujo de ellas, 387;
Le Verrier, y la causa de su introducción en el sistema solar, 388;
campos de meteoros de ellas, 382;
regreso periódico de ellas, 382;
su conexión con cometas y
el profesor Schiaparelli, 388

Leonis γ, valor de su velocidad, 484

Efecto de palanca por protuberancia ecuatorial, 498

Le Verrier, y Marte, 214;
y el descubrimiento de Neptuno, 324–332;
y la introducción de las Leonidas en el sistema solar, 388;
y el peso de Mercurio, 349

Cometa de Lexell, 370

Libración, 84

Observatorio Lick, 16

Luz, aberración de la, 503–512;
velocidad de la, 261, 262, 265, 505, 512

Linné, 87, 94

El León, 420, 421

Oso Menor, 412

Perro Menor, 420

Tito Livio y los meteoritos, 393

Lloyd, Provost, 407

Lockyer, Sir Norman, y Betelgeuze, 482;
y la luz solar, 52

Londres, mareas en, 538

Louvain, F. Terby, y Titán, 295

Lowell, Sr., y Mercurio, 165

Mareas lunares, 548, 549

Lira, movimiento del sistema solar hacia ella, 459

Lira, la, 424;
Nebulosa en la Lira, 469

Líridas, las, 400

M

Mädler y los cráteres lunares, 88, 90, 91

Nubes de Magallanes, 463

Magnesio, color de la llama producida por él, 46;
en el Sol, 50

Magnetismo, relación con las manchas solares, 42

Manganeso en el Sol, 50

Maraldi y los anillos de Saturno, 279

Mare crisium, 83;
fœcunditatis, 83;
humorum, 83;
imbrium, 83, 98;
nectaris, 83;
nubium, 83;
serenitatis, 83;
tranquillitatis, 83;
vaporum, 83

Marte, estudio antiguo de, 6;

Apariencia, a través del telescopio, 218;
Atmósfera, 222;
Rotación axial, 558;
Canales en su superficie, 220;
Densidad, 558;
Diámetro, 558;
Distancia desde la Tierra, 213;
Distancia desde el Sol, 213, 558;
Gravedad en él, 225;
Descubrimiento de Le Verrier, 214;
Vida improbable en él, 224;
Marcas en su superficie, 218;
Movimientos, 211–213;
Oposición, 209–211;
Órbita, 116, 209, 210, 213;
Órbita y las leyes de Kepler, 209;
Paralaje (1877) y el Dr. D. Gill, 214;
Tiempo periódico, 558;
Un planeta o “planeta errante”, 111;
“Capas polares” en él, 218, 219;
Proximidad a la Tierra, 110;
Salida y puesta, 209;
Rotación, 218;
Satélites, 225–228, 558;
Tamaño en comparación con otros planetas, 116, 216;
Mareas en él, 551;
Agua y hielo en él, 219, 224

Maximiliano, emperador, 393

Mayer, Tobias, y Urano, 312

Medición de la Tierra, 193–196

Mediterráneo, mareas en el, 537

Mercurio, estudio antiguo de, 6;
antigüedad de su descubrimiento, 155–157;
atmósfera de, 166;
atracción que ejerce sobre los cometas, 347;
clima de, 163;
proximidad comparativa con la Tierra, 111;
composición de, 160;
forma de media luna, 160;
densidad de, 558;
diámetro de, 558;
distancia al Sol de, 151, 558;
habitabilidad de, 163;
movimiento de, 160, 161;
su forma elíptica, 139, 161;
órbita de, 114;
período de revolución de, 161;
apariciones periódicas de, 158;
tiempo periódico de, 558;
perturbaciones de, 350;
un planeta o “viajero”, 111;
revolución de, 165;
rotación de, y el profesor Schiaparelli, 165;
tamaño de, en comparación con otros planetas, 116;
superficie de, 162;
tránsito de, 152;
tránsito de, y las observaciones de Gassendi, 164;

Tránsito, predicho por Kepler, 163;
Velocidad, 162;
Peso, 166, 349

Círculo meridiano, 22, 24

Catálogo de estrellas de Messier, 529

Meteoros (véase Estrellas fugaces)

Meteoritos, 391;
Monte Alban, 393;
Relatos antiguos, 392, 393;
Benarés, 392;
Butsura, 397;
Chaco, 398;
Características, 397;
Relato de Chladni sobre su descubrimiento en Siberia, 392;
Composición, 397–399;
Ensisheim (1492), 393;
Relato hindú al respecto, 391;
L’Aigle, 392;
No están relacionados con cometas, 400;
No están relacionados con lluvias de estrellas, 400;
Orgueil, 399;
Origen, 400–408;
Ovifak, 407;
Rowton, 395–396;
Wold Cottage, 392

Micrómetro, 86

Vía Láctea, 462–3, 474–6

Mimas, 559

Planetas menores, 229–244

Mira Ceti, 430, 482

Mizar, 438, 486

Momento de momento, el, 552–554

Mes de un día, 547

Luna, ausencia de aire en ella, 85, 99;
ausencia de calor en ella, 95;
agente que causa las mareas, 70, 535–537;
descubrimientos antiguos sobre ella, 5;
tamaño aparente de ella, 73;
atracción que ejerce sobre la Tierra, 75;
brillo de ella, en comparación con el del Sol, 71;
cambios durante su mes, 71, 74;
mapa de su superficie, 81;
cráteres en ella, 83, 84, 87–98, 514;
densidad de ella, 558;
diámetro de ella, 558;
distancia desde la Tierra hasta ella, 73, 75, 568;
eclipses de ella, 6, 77–80;
ilustración de la ley de la gravedad, 96, 131, 133;
paisajes en ella, 98;
vida imposible en ella, 99;

Medición de las alturas de las montañas, etc., de,
85, 86;
micrómetro, 86; movimiento del, 75;
montañas en él, 83, 85, 88, 89, 91, 93;
fases del, 71, 76;
plano de la órbita del, 310, 500, 501;
poetas y artistas y el, 72;
polo, 500;
posibilidad de expulsar meteoritos, 402;
posiblemente fracturado y separado de la Tierra, 543;
mareas prehistóricas en él, 548, 549;
produce precesión, 497–499;
proximidad al planeta Tierra del, 73, 75;
alejamiento del planeta Tierra, 545;
posición relativa con respecto a la Tierra
y al Sol, 76, 77;
revolución alrededor de la Tierra, 75, 76, 558;
“mares” en él, 82, 83;
sombras del, 85;
tamaño del, en comparación con el de la Tierra,
74;
prueba para cronómetros, una, 80;
esclavitud de las mareas terrestres, 549;
sin agua, 100;
el clima no afectado por las fases del,
82;
peso del, 74

Movimiento, leyes del planetario, 138, 141, 142,
147, 148

Montañas de la Luna, 83, 85, 93

N

Nasmyth, Sr., y la formación de los cráteres lunares, 95

Museo de Historia Natural, meteoritos, 394

Almanaque Náutico, 189

Mareas de Nápoles, 538

Nebulosa, en Andrómeda, 469; anular, en Lira, 469; en Orión, 269, 461, 466–469; color de las nebulosas, 468; magnitud de las nebulosas, 468; naturaleza de las nebulosas, 467; nebulosa planetaria, en Draco, 470; tipo más simple de nebulosa, 528; diversos grados de nebulosas, 528

Nebulosas, 464–472; condensación, 528; distancias de las nebulosas, 464; nebulosas dobles, 470; trabajos de Herschel sobre las nebulosas, 464–465, 528, 529; número de nebulosas, 466; nebulosas planetarias, 470; nebulosas autoluminiscentes, 464; la nebulosa más pequeña mayor que el Sol, 464; nebulosas espirales, 470

Teoría nebulosa, 526

Neptuno, 112;
Investigaciones de Adams, 324–326, 332;
Observaciones de Challis sobre Neptuno, 326–328;
Densidad de Neptuno, 558;
Diámetro de Neptuno, 333, 558;
Disco de Neptuno, 332;
Descubrimiento de Neptuno (1846), 315;
Distancia de Neptuno al Sol, 334, 558;
Observaciones de Lalande sobre Neptuno, 332, 333;
Cálculos de Le Verrier, 324–332;
Momento de impulso de Neptuno, 554;
Órbita de Neptuno, 117;
Tiempo periódico de Neptuno, 558;
Revolución de Neptuno, 334;
Rotación de Neptuno: incierta, 333;
Satélite de Neptuno, descubierto por el Sr. Lassell, 559;
Tamaño de Neptuno en comparación con otros planetas, 119;
Atmósfera vaporosa de Neptuno, 333;
Peso de Neptuno, 333

Newall, Sr. H.F., y Capella, 487;
Y los valores de velocidad de las estrellas, 483

Newcomb, profesor, 9, 264, 267, 522

Newton, profesor, y las lluvias de meteoros, 377, 384

Newton, Sir Isaac: descubrimiento de la gravedad; verificación de las leyes de Kepler, 144;

Teoría dinámica, 214;
Ilustraciones de sus enseñanzas, 144–147;
Ley de la gravedad y, 125, 126, 537;
Ruta parabólica de los cometas y, 338–340;
Telescopio reflector, 19;
Peso de la Tierra y, 203

Níquel en el Sol, 50

Nínive, astrónomos de, 156

Nordenskjöld y el meteorito Ovifak, 407

Nova Cygni, 431;
Brillantez de, 454;
Declive de, 455;
Distancia de, 456;
Paralaje de, 455

Meteoros de noviembre, 376, 377, 379

Nutación y Bradley, 501

O

Oberón, 309, 559

Lentes objetivas, 11, 12, 14, 16, 19

Observatorios, 9–28

Observatorio del Cabo de Buena Esperanza, 27;

Dunsink, 12, 184;
Greenwich, 26, 314;
Lick, 16;
París, 22;
Uraniborg, 10;
Viena, 14;
Washington, 226;
Yerkes, 16

Ocultación, 102, 215

Oceanus Procellarum, 83

Telescopio operativo, 27, 28

Oposición de Marte, 209

Momento orbital del momento lineal, 552

Órbitas de los planetas, 114, 115, 117;
dimensiones, 139–143;
forma elíptica, 138–140;
planetas menores, 232, 234, 239;
no son exactamente círculos, 135;
órbitas de los satélites de Urano, 310;
el Sol como foco común, 139

Meteorito Orgueil, el, 399

Orión, 4, 418

Cinturón de Orión, 418, 467;
brillo del cinturón, 418;

Nebulosa In, 269, 461, 466–469

Oriónis, α, 418, 482

Oriónis, θ, estrella múltiple, 318, 467

Meteorito Ovifak, el, 407

P

Palisa y los planetas menores, 234

Pallas, 233, 238

Ruta parabólica de los cometas, 338–340

Elipse paraláctica, 444

Paralaje, 181, 182, 214, 443; de las estrellas, 507

Telescopio Paris, 22, 23

Pegaso, gran cuadrado de, 413, 414

Peg-top, el, y la rotación de la Tierra, 494

Péndulo para determinar la fuerza de atracción de la Tierra, 205

Penumbra de la mancha solar, 51

Perihelio, 163

Tiempos periódicos de los planetas, 139–143, 558

Periodicidad de las manchas solares, 41

Perseidas, 400

Perseo, 415, 416, 429;
empuñadura de la espada, 462

Perturbaciones planetarias, 317–324, 346

Teoría de las perturbaciones, 296

Petavius, 93

Peters, profesor, y mapas de los planetas menores,
234;
y el desorden de Sirio, 427

Fases de la Luna, 71, 76

Fobos, 226, 551, 558

Fotografía y astronomía práctica, 25;
y la distancia de 61 Cygni, 449;
el Dr. Roberts y la nebulosa en Andrómeda,
469;
el Sr. Common y la nebulosa en Orión,
469;
Sir W. Huggins y los espectros de las nebulosas,

473

Fotosfera, 37, 54

Naturaleza física de las estrellas, 477

Piazzi, descubridor del primer planeta menor conocido, 203

Pickering, profesor, 218, 220, 255, 265;
y Betelgeuze, 482;
y nebulosas planetarias, 474;
y satélites de Saturno, 296;
y binarios espectroscópicos, 486, 487

Pico, 89

Movimiento planetario, leyes de Kepler sobre él, 138, 141,
142, 147, 148

Nebulosas planetarias, 470

Perturbaciones planetarias, 317–324

Planetas, ideas antiguas sobre ellos, 2, 6;
número aproximado de ellos, 112;
se atraen mutuamente, 148, 317;
son atraídos por cometas, 360;
ley de Bode, 230;
tamaños comparativos de los planetas, 118, 119;
distancia desde la Tierra, 109–111;
distancia desde el Sol, 558;
cómo se distinguen de las estrellas, 111;

Irregularidades en sus movimientos, 317–324;
Teoría de la rigidez de Lagrange, 531;
Luz que proviene del Sol, 113;
Planetas menores, 229–244;
Órbitas de los cuatro planetas gigantes, 117;
Órbitas de los cuatro planetas interiores, 114;
Las órbitas tienen su foco en el centro del Sol, 139;
Las órbitas no son exactamente circulares, 135;
Las órbitas tienen forma de elipse, 136–138;
Origen de estos planetas, según la teoría nebulosa, 526;
Tiempos periódicos de sus movimientos, 139–143, 558;
Distancias relativas entre ellos, 229;
Uniformidad en la dirección de sus revoluciones, 120, 322;
Velocidad de estos planetas, 139–142, 144, 146, 237.

Plato (cráter lunar), 89

Pléyades, 241, 416;
Invisibles en verano, 416

Plinio y las mareas y la Luna, 535

Plough, 28

Pogson, Sr., 390

Puntos de referencia en la Osa Mayor, 28, 411

Eje polar, 196

Capas polares en Marte, 218, 219

El Polo, distancia desde la Estrella Polar;
disminución de dicha distancia, 494;
elevación del Polo, 195;
movimiento del Polo, 492;
cerca de α Draconis, 494;
cerca de Vega o α Lyra, 494

Estrella Polar, 194;
pertenece a la Osa Menor, 412;
distancia desde el polo celeste, 412, 492, 494;
posición de la Estrella Polar, 411;
movimiento lento de la Estrella Polar, 412

Pollux, 420, 480;
velocidad de Pollux, 484

Pons y el cometa de 1818, 345

Posidonio, 87

Potasio en el Sol, 50

Præsepe, 422

Precesión y nutación del eje terrestre, 492–502

Proctor y las estrellas en el atlas de Argelander, 476

Prisma, el, 45;
su capacidad de análisis, 46

Pritchard, profesor, investigaciones fotográficas estelares suyas, 449

Procyón, 420;
velocidad de este, 484

Protuberancias en el Sol, 53–59

Ptolomeo, su teoría de la astronomía, 6;
cráter lunar nombrado en su honor, 92

Q

Cuarentidas, las, 400

R

Radio de la Tierra, 193, 512

Arcoíris, el, 45

Ram, el, 420

Reflectores, 19, 21, 25

Refracción por el prisma, 45

Refractores, 11, 14, 16

Regulus, 421, 479

Reservorio formado por agua de marea, 538

Retina y el telescopio, 10, 11

Rhea, 559

Rigel, 418, 420, 480

Rigidez de los planetas, 532, 533

Roberts, Dr. Isaac, y la nebulosa en Andrómeda, 469; y la nebulosa en Orión, 469

Roemer y la velocidad de la luz, 261

Romance, planeta de, 151–154

Telescopio Rosse, 19, 20, 468, 470

Momento de momento rotacional, 553

Rowland, profesor, y las líneas espectrales, 491

Rowton Siderite, 395

Real Sociedad Astronómica y Bessel, 442

Safo, 242

Satélites de Júpiter, 249, 250, 257–261, 266, 559;
confirmación de la teoría copernicana, 267

Satélites de Marte, 209, 225–228, 551, 558

Satélites de Neptuno, 334, 559

Satélites de Saturno, 559;
descubrimientos de Bond, 296;
descubrimientos de Cassini, 294;
distancias, 559;
descubrimientos de Herschel, 295;
descubrimiento de Huygens, 293;
deducción de Kirkwood, 296;
deducción de Lassell, 296;
movimientos, 296;
origen según la teoría nebulosa, 526

Satélites de Urano, 308, 309, 310, 559

Saturno, estudio antiguo de, 6;
atracción sobre Urano, 322;
rotación axial de, 558;
belleza de, 209;
proximidad comparativa con la Tierra, 110;
densidad de, 558;
diámetro de, 271, 558;

Distancia desde el Sol: 268, 271, 558;
Ruta elíptica: 271;
Gravedad como fuerza dominante: 283;
Calor interno: 272, 515;
Las Leonidas y este cuerpo celeste: 386;
Baja densidad: 272;
Momento de impulso: 554;
Movimiento: 271;
Órbita: 117, 118;
Ruta perturbada por la atracción de Júpiter: 316;
Tiempo periódico: 558;
Período de rotación: 269;
Paisajismo de su superficie: 291;
Posición en el sistema solar: 269;
Anillos: 269;
Descubrimiento de los anillos por Bonds: 280;
Descubrimiento de los anillos por Cassini: 278;
Consistencia de los anillos: 286;
Descubrimiento de los anillos por Dawes: 281;
Descubrimiento de los anillos por Galileo: 273, 274;
Observaciones de Hadley sobre los anillos: 282;
Investigaciones de Herschel sobre los anillos: 279;
Descubrimiento de los anillos por Huygens: 275–278;
Medición de la rotación de los anillos por Keeler: 288;
Investigaciones de Maraldi sobre los anillos: 279;
Rotación de los anillos: 285, 288;
Espectro de los anillos: 291;
Dibujo de los anillos hecho por Trouvelot: 278;
Satélites de este cuerpo celeste: 293, 294, 295, 296, 559;
Tamaño en comparación con otros planetas: 119, 269, 272.

Espectro, 291;
Diferencias en su apariencia con respecto a Marte y Venus, 269;
Velocidad, 271;
Peso, en comparación con la Tierra, 272

Savary y estrellas binarias, 436

Schaeberle, Sr., y Marte, 224

Scheiner y los valores de velocidad de las estrellas, 483;
Observaciones sobre las manchas solares, 36

Schiaparelli, profesor, y Marte, 220;
Y la relación entre las lluvias de estrellas fugaces y los cometas, 388;
Y la rotación de Mercurio, 165

Schickard, 90

Schmidt y la Nova Cygni, 454, 489;
Y el cráter Linné, 87;
Y las montañas de Leibnitz, 93

Schröter y el cráter Posidonius, 87

Schwabe y las manchas solares, 40

Mares en la Luna, 82

Secchi y los espectros estelares, 479

Enjambre de estrellas fugaces, 377;
dimensiones, 377

Estrellas fugaces (véase Estrellas, fugaces)

Hoz, la, 421

Teoría de la agregación estelar de Sir W.
Herschel, 529

Siderita, Rowton, 395

Sinus Iridum, 83

Sirio, cambio en su posición, 425;
compañero de, 427, 428;
brillo excepcional de, 110;
irregularidades en su movimiento, 426;
más grande que el Sol, 110;
estrella más brillante, 419;
apariciones periódicas de, 157;
movimiento propio de, 425;
espectro de, 479;
velocidad de, 426;
peso de, 427

Smyth, profesor C.P., 493

Sodio, color de la llama producida por él, 49;
en el Sol, 50

Corona solar, protuberancias, etc. (véase bajo
Sol)

Sistema solar, 107–121;
Exposición copernicana del mismo, 7;
Influencia de la gravedad en él, 149;
Información sobre él obtenida mediante la observación del tránsito de Venus, 174;
Isla en el universo, 121;
Planetas menores, 229–244;
Momento de momento, 554;
Movimiento hacia Lyra, 457;
Origen del sistema solar, según la teoría nebular, 526;
Posición de Saturno y Urano en él, 297, 305

South, Sir James, 12

Espectros de estrellas, 479

Espectroheliógrafo, 58

Espectrómetro, 43–56;
Detección del hierro en el Sol mediante él, 50

Binarios espectroscópicos, 487

Análisis de espectros, 47;
Líneas oscuras, 49, 50;
Nebulosas gaseosas, 474;
Línea D, 48, 49

Speculum, el de Rosse, 20

Spica, 423, 487

Hilos de araña para ajustar el micrómetro, 86;
para apuntar telescopios, 22.

Manchas en el Sol, 36–43;
relación con el magnetismo, 42;
ciclos, 41;
duración, 41;
épocas de máximo, 42;
movimiento, 36;
período de rotación, 40;
observaciones de Scheiner, 36;
zonas en las que aparecen, 39.

Cúmulos estelares, 461–464;
en Hércules, 462;
en Perseo, 462.

Estrellas: movimientos aparentes debido a la precesión, nutación y aberración, 504;
número aproximado de estrellas, 28;
atracción insignificante, 316;
catálogos de estrellas, 310, 311, 409, 431;
mapas de estrellas, 325, 328;
movimiento circular de las estrellas, 505–507.

Distancias de las estrellas, 441;
trabajos de Bessel, 442–449;
trabajos de Henderson, 442;
método de medición, 443–445;
trabajo de Struve, 442, 448, 449;
elipse paraláctica, 444–449.

Estrellas, dobles, 434;
Lista de Bode, 435;
Adiciones de Burnham, 439;
Cassini, 434;
Herschel, 435, 436;
Medición, 435, 436;
Revolución, 436;
Savary, 436;
Forma de la órbita, 436;
Variación en el color, 438

Estrellas, movimiento elíptico, 506;
Gravedad y estrellas, 149;
Cómo se distinguen de los planetas, 111;
Naturaleza física de las estrellas, 477;
Probabilidad de que tengan un sistema planetario, 121;
Movimientos reales y aparentes de las estrellas, 504;
En realidad son soles, 32, 121

Estrellas, lluvias de estrellas, atracciones de los planetas, 386;
Conexión con los cometas, 388–390;
Innumerables en cantidad, 372;
Dimensiones de las lluvias de estrellas, 377;
Características de las lluvias de estrellas, 373;
Longitud de la órbita, 387;
Órbita, 378;
Cambio gradual en la órbita, 386;
Período de revolución, 384;
Regreso periódico, 378, 379;
Lluvia de noviembre de 1866, 377, 379–380;

Lluvia de noviembre de 1866, y el profesor Adams, 384, 386;
Lluvia de noviembre de 1866, radiación de trayectorias provenientes de Leo, 380;
Lluvia de noviembre de 1872, 389;
Lluvias, 376;
Lluvias y el profesor Newton, 377;
Trayectoria, 377;
Transformado en vapor por fricción con la atmósfera terrestre, 374, 376;
Velocidad, 373, 386

Estrellas, espectros de ellas, 479;
Enseñanzas de los antiguos sobre ellas, 3;
Temperatura de las estrellas, 515;
Estrellas temporales, 430, 488;
Valores de la velocidad de las estrellas, 484;
Estrellas variables, 429

Stoney, Dr. G.J., 387

Estroncio, llama proveniente del estroncio, 46;
En el Sol, 50

Struve, Otto, y la distancia a Vega, 442, 447;
Y la distancia a 61 Cygni, 448, 449

El Sol, y la velocidad de la luz, 265;
Tamaño aparente del Sol visto desde los planetas, 117, 118;
Como estrella, 32;
Rotación axial del Sol, 558;

en comparación con la Tierra, 29;
conexión con las estaciones, 4;
corona durante un eclipse, 62–64;
densidad, 65, 558;
diámetro, 558;
distancia desde Marte, 213;
distancia desde Saturno, 271;
distancia desde la Tierra, 31, 114, 184, 240, 558;
eclipse, 6, 53;
elipticidad, 558;
faculae en su superficie, 37;
foco de las órbitas de los planetas, 138;
pérdida gradual de calor, 95;
gránulos en su superficie, 34;
calor y sus fuentes, 515–526;
calor dirigido hacia Júpiter, 256;
planetas menores y él, 240;
movimiento hacia Lyra, 457;
teoría nebulosa sobre su calor, 526;
fotografiado, 34;
precesión del eje terrestre, 497;
proeminencias, 53–59;
relación con la Luna, 71;
salida y puesta, 2;
rotación, 40, 201;
tamaño, 29;
espectro, 48;
manchas, 36–43;
manchas y relación con el magnetismo, 42;
tormentas y convulsiones, 42, 43;
superficie de materia gaseosa, 34;
superficie moteada, 34.

Enseñanzas de los primeros astrónomos sobre, 3–7;
Temperatura de, 30, 31, 516;
Textura de, 34;
Mareas en, 530;
Velocidad de, 484;
Peso de, en comparación con Júpiter, 250, 350;
Luz zodiacal y, 67;
Zonas en la superficie de, 39

Rayos solares, revelaciones sobre ellos, 44

El Cisne, 424, 439, 445

El mango de la espada de Perseo, 462

Syrtis Major, 222

T

Constelación de Tauro, 231, 419

Cometa de Tebbutt, 353

Telescopio, construcción del primero, 10;
Equatorial (Dunsink), 12–14, 185;
Greenwich, 26;
Herscheliano, 19;
Lick, 16, 19;
París, 22, 23;
Reflector, 19, 21;

Refracción, 11, 14;
Rosse, 19, 20, 468, 470;
Observación de una estrella, 23;
La estructura del ojo ilustra el principio de la refracción, 10;
Viena, 14–16;
Washington, 226;
Yerkes, 16

Estrellas temporales, 430, 488

Tetis, 559

Teófilo, 92

Mareas: energía que proviene de la Tierra, 539;
Influenciadas por la ley de la gravedad, 149, 535;
Influenciadas por la Luna, 70, 535–537;
En la bahía de Fundy, 538;
En Cardiff, 538;
En Chepstow, 538;
En Londres, 538;
En Santa Elena, 538;
Excitadas por el Sol, 537;
Formación de corrientes marinas, 538;
En el canal de Bristol, 538;
En el Mediterráneo, 537;
En medio del océano, 538;
Júpiter y las mareas, 552;
Duración del día y las mareas, 541;
Mareas lunares, 548, 549.

momento de impulso y, 552;
luna menguante, 537;
rotación de la Tierra y revolución de la Luna, 549;
satélites de Marte, 551;
solar, 550;
primavera, 537;
variaciones en ella, 538;
desperdicio de energía hídrica, 538;
trabajo realizado, 539

Estanque bajo el Sol, 50

Titán, 294, 295, 559

Titania, 309, 559

Tránsito de Mercurio, 152, 163, 164

Tránsito de Venus, 152;
Capitán Cook, 184;
observaciones de Copeland, 189;
observaciones de Crabtree, 180;
observaciones de Gassendi, 178;
método de Halley, 180, 181;
observaciones de Horrocks, 179, 180;
importancia del tránsito, 173;
predicción de Kepler sobre el tránsito, 163;
observaciones del tránsito en Dunsink, 184–188

Tránsito de Vulcano, 152–153

Triesnecker, 84, 93

Trouvelot, Sr. L., y los anillos de Saturno, 278

Tschermak, y el origen de los meteoritos, 400, 401

Tycho (cráter lunar), 91

Tycho Brahe, y el Observatorio de Uraniborg, 9, 10, 430

U

Sombra de la mancha solar, 51

Umbriel, 309, 559

Equilibrio dinámico inestable, 543

Uraniborg, Observatorio de, 10

Urano, 112;
atracción de Saturno, 322;
observaciones de Bradley sobre él, 312;
composición de, 308;
densidad de, 558;
diámetro de, 308, 558;
diámetro de su órbita, 305;
disco de, 308;
descubrimiento por Herschel, 305, 308;
distancia al Sol de, 558;
elipse de, 313;

Primero considerado como un cometa, 304;
Observaciones de Flamsteed sobre él, 311, 312;
Anteriormente considerado como una estrella, 311, 312;
Investigaciones para descubrir un planeta fuera de su órbita, 323–324;
Movimiento irregular, 314, 323;
Observaciones de Lemonnier sobre él, 312;
Las Leonidas y él, 386;
Observaciones de Mayer sobre él, 312;
Momento de momento lineal, 554;
Órbita, 117, 310;
Tiempo periódico, 558;
Período de rotación, 312;
Rotación, 308;
Satélites, 559;
Descubrimiento de satélites por Herschel, 308;
Movimiento casi circular de los satélites, 309;
Movimientos periódicos de los satélites, 309;
Plano de las órbitas de los satélites, 309, 310;
Tamaño en comparación con la Tierra, 308;
En comparación con otros planetas, 119;
Sujeto a otra atracción además del Sol, 314

Ursa Major (véase Osa Mayor)

V

Estrellas variables, 429

Vega, 414, 423, 424, 479;
Medición de Struve de Vega, 442

Velocidad de la luz, 261, 262, 265;
Leyes relacionadas con la velocidad de la luz, 511;
Velocidad de los planetas, 140–143, 146, 237;
Valores de la velocidad de las estrellas, 483–4

Venus: Estudios antiguos sobre Venus, 6;
Aspectos de Venus, 171;
Atmósfera de Venus, 189;
Brillo de Venus, 168;
Densidad de Venus, 558;
Diámetro de Venus, 191, 558;
Distancia de Venus al Sol, 191, 558;
Habitabilidad de Venus, 173;
Movimiento de Venus, 168;
Venus como planeta vecino a la Tierra, 109;
Órbita de Venus, 114, 135;
Forma de la órbita de Venus, 139, 191;
Tiempo periódico de Venus, 558;
Venus como planeta o “planeta errante”, 111;
Rotación de Venus, 191;
Forma de Venus, 169;
Tamaño de Venus en comparación con otros planetas, 116, 169;
Superficie de Venus, 171;
Tránsito de Venus, 152, 176–190;
Importancia del tránsito de Venus, 173;
Predicción del tránsito de Venus por Kepler, 163;
Velocidad y tiempo periódico de Venus, 142, 143, 191;
Opiniones de los antiguos sobre Venus, 157

Vesta, 233, 238

Victoria, 242

Telescopio de Viena, 14–16

Virgo, 423

Vogel y Algol, 485;
y Spica, 486, 487;
y los espectros de las estrellas, 479, 483

Origen volcánico de los meteoritos, 400;
erupciones en la Tierra, 197

Cometa de Von Asten y Encke, 349, 350;
y la distancia al Sol, 351;
y el peso de Mercurio, 166

Anillos de vórtice, 469

Vulcano, 152, 153;
y el Sol, 3

W

Wargentin, 90

Watson, profesor, y Mercurio, 154

Watson, Sir William, amistad con Herschel, 302

Longitudes de onda, 60

Clima, no afectado por la Luna, 82

Wilson, Sr. W.E., y la nebulosa en Orión, 469

Witt, Herr G., y Eros, 236

Meteorito de Wold Cottage, el, 392

Wright, Thomas, y la Vía Láctea, 474

Y

“Año de las Estrellas”, el, 377

Observatorio Yerkes, Chicago, 16

Young, profesor, relato de una maravillosa prominencia solar, 42; y manchas solares, 38; observaciones sobre tormentas magnéticas, 39

Z

Zeeman, dr., y líneas espectrales, 491

Zinc en el Sol, 50

Zodíaco, el, 5

Luz zodiacal, 67
Zona de planetas menores, 234

Impreso por Cassell & Company, Limited, La Belle Sauvage, Londres, E.C.

NOTAS AL PIE:
[1] Cabe señalar, no obstante, que nunca se ve cómo se pone una estrella, ya que, debido a nuestra atmósfera, deja de ser visible antes de llegar al horizonte.

[2] “Astronomía Popular”, p. 66.

[3] “Limb” es la palabra que utilizan los astrónomos para designar el borde o circunferencia del disco aparente de un cuerpo celeste.

[4] “El Sol”, p. 119.

[5] Se ha afirmado con frecuencia que la erupción de 1859, presenciada por Carrington y Hodgson, fue seguida inmediatamente por una tormenta magnética excepcionalmente intensa, pero los registros de Kew y Greenwich muestran que las perturbaciones magnéticas ese día fueron de carácter muy trivial.

[6] Algún crítico poco perspicaz ha observado que el propio poeta parece haber dudado al respecto, ya que complementó los dudosos rayos lunares con “una linterna que ardía débilmente”. También se ha hecho una observación más generosa, aunque algo optimista, según la cual “llegará el momento en que las pruebas de este poema prevalezcan sobre cualquier cálculo astronómico”.

[7] Este boceto ha sido copiado con permiso de la hermosa ilustración que aparece en el libro de los señores Nasmyth y Carpenter, de la cual forma la lámina XI. Lo mismo ocurre con las otras ilustraciones de paisajes lunares en las láminas VIII y IX. Las fotografías fueron obtenidas por el señor Nasmyth a partir de modelos cuidadosamente construidos a partir de sus dibujos para ilustrar las características de la Luna. Durante los últimos veinte años, la fotografía ha reemplazado por completo al dibujo a simple vista en la representación de objetos lunares. Los observatorios de París y Lick han publicado largas series de magníficas fotografías de paisajes lunares.

[8] En la reunión de la Asociación Británica celebrada en Cardiff en 1892, el profesor Copeland exhibió un modelo de la Luna, en el cual la aparición de las estrías cerca de la luna llena se mostraba perfectamente mediante pequeñas esferas de vidrio transparente fijadas en su superficie.

[9] La duración de una ocultación, o, en otras palabras, el tiempo durante el cual la luna oculta a la estrella, sería ligeramente más corto que el tiempo calculado, si la luna tuviera una atmósfera capaz de refractar de manera significativa la luz de la estrella. Pero, hasta ahora, nuestras observaciones no indican esto con certeza.

[10] Debo mi conocimiento de este tema al Dr. G. Johnstone Stoney, F.R.S. Ha habido cierta controversia sobre quién originó la doctrina ingeniosa e instructiva aquí esbozada.

[11] El espacio recorrido por un cuerpo en caída es proporcional al producto de la fuerza y al cuadrado del tiempo. La fuerza varía inversamente con el cuadrado de la distancia desde la Tierra, de modo que el espacio variará como el cuadrado del tiempo e inversamente como el cuadrado de la distancia. Por lo tanto, si la distancia se incrementa sesenta veces, el tiempo también debe incrementarse sesenta veces, para que el espacio recorrido permanezca igual.

[12] Véase “Popular Astronomy” de Newcomb, p. 78.

[13] Investigaciones recientes de Newcomb sobre el movimiento de Mercurio han llevado a la conclusión de que la hipótesis de la existencia de un planeta o de un anillo de planetas muy pequeños entre la órbita de Mercurio y el Sol no puede explicar la diferencia entre la teoría y la observación en los movimientos de Mercurio. Harzer ha llegado al mismo resultado y ha demostrado que el elemento perturbador podría ser el material de la corona solar.

[14] “El Sol: sus planetas y sus satélites”. Londres: 1882 (página 147).

[15] James Gregory, en un libro de óptica escrito en 1667, ya había sugerido el uso del tránsito de Venus con este fin.

[16] Véase “Astronomy and Astrophysics”, n.º 128.

[17] Véase “Astronomy and Astrophysics”, n.º 128.

[18] Se trata de la marca curva que en la Placa XVIII aparece en longitud 290° y al norte (es decir, debajo) del ecuador. Aquí, como en todos los dibujos astronómicos, el norte está en la parte inferior y el sur en la superior. Véase arriba, p. 82 (Capítulo III).

[19] Actual director del Observatorio Lick.

[20] El heliómetro es un telescopio cuyo objetivo está partido por la mitad a lo largo de un diámetro. Una o ambas mitades son móviles transversalmente mediante un tornillo. Cada mitad proporciona una imagen completa del objeto. Las mediciones se realizan observando cuántas vueltas del tornillo hacen coincidir la imagen de la estrella formada por una mitad del objetivo con la imagen del planeta formada por la otra.

[21] Véase “Astronomy and Astrophysics”, n.º 109.

[22] Es justo añadir que algunos observadores creen que, en circunstancias excepcionales, los puntos de Júpiter han mostrado un ligero grado de luz intrínseca.

[23] Sin embargo, el profesor Pickering, de Cambridge, Mass., ha logrado la importante mejora de medir la disminución de la luz del satélite que sufre eclipse mediante el fotómetro. Se puede esperar mucha mayor precisión en los resultados de tales observaciones.

[24] “Newcomb’s Popular Astronomy”, p. 336.

[25] Véase Grant, “History of Physical Astronomy”, página 255.

[26] Actual director del Observatorio Lick.

[27] Aquí estamos ignorando el movimiento orbital de Saturno, por el cual todo el sistema se mueve hacia o desde la Tierra, pero como este movimiento es común tanto a la esfera como a los anillos, no perturbará las posiciones relativas de los tres espectros.

[28] Según las mediciones recientes del profesor Barnard, el diámetro de Titán es de 2.700 millas. Este es el satélite descubierto por Huygens; es el sexto en orden desde el planeta.

[29] Extracto de “Three Cities of Russia”, de C. Piazzi Smyth, vol. II, p. 164: “En el año 1796, ocurrió que Jorge III de Gran Bretaña tuvo a bien enviar como regalo a la emperatriz Catalina de Rusia un telescopio reflector de diez pies construido por sir William Herschel. Su Majestad quiso probar de inmediato sus capacidades, y se llamó a Roumovsky desde la Academia para que se trasladara a Tsarskoe-Selo, donde se encontraba la corte en aquel momento. El telescopio fue desempaquetado, y durante ocho noches consecutivas la emperatriz se dedicó con entusiasmo a observar la luna, los planetas y las estrellas; e incluso más aún, a investigar el estado de la astronomía en sus dominios. Fue entonces cuando Roumovsky expuso ante la vista imperial la idea de la Academia de trasladar su observatorio, detallando la necesidad y las ventajas de tal medida. La ‘Semíramis del Norte’, la ‘Estrella Polar’, examinó amablemente todos estos detalles y aprobó calurosamente el proyecto; pero la muerte puso fin a su vida unas semanas después, impidiendo así la ejecución del diseño”.

[30] Véase “Sir William Herschel, his Life and Works” del profesor Holden.

[31] Arago dice que “los registros de Lemonnier eran un verdadero caos”. Bouvard le mostró a Arago una de las observaciones de Urano, escrita en una bolsa de papel que en su momento había contenido polvo para el cabello.

[32] El primer cometa de 1884 también aumentó repentinamente en brillo, mientras que un disco distinto, que hasta entonces formaba el núcleo, se transformó en un fino punto de luz.

[33] Los tres números 12, 1 y 1⁄4 son casi inversamente proporcionales a los pesos atómicos del hidrógeno, el gas hidrocarbónico y el vapor de hierro, y es por esta razón que Bredichin sugirió la composición mencionada anteriormente de los diversos tipos de colas. Aún falta evidencia espectroscópica de la presencia de hidrógeno.

[34] Esta ilustración, así como la figura del camino de los meteoros, ha sido extraída de la interesante conferencia del Dr. G.J. Stoney sobre “La historia de los meteoros de noviembre”, en la Royal Institution, en 1879.

[35] El 27 de noviembre de 1885, un trozo de hierro meteorítico cayó en Mazapil, México, durante la lluvia de meteoros de Andrómeda, pero no se sabe si formaba parte de ese grupo de meteoros. Sin embargo, cabe señalar que se dice que los meteoritos han caído en varias otras ocasiones a finales de noviembre.

[36] Hooke había observado, en 1664, que la estrella Gamma Arietis era doble.

[37] Quizás, si pudiéramos ver las estrellas sin la intervención de la atmósfera, las estrellas azules serían más comunes. La absorción por parte de la atmósfera afecta especialmente los colores verdosos y azulados. El profesor Langley nos da buenas razones para creer que el sol mismo sería azul si no fuera por el efecto del aire.

[38] La declinación de una estrella es el arco trazado desde la estrella hasta el ecuador en ángulo recto con este último.

[39] La distancia a 61 Cygni ha sido investigada nuevamente por el profesor Asaph Hall, de Washington, quien ha obtenido un resultado considerablemente menor al que se suponía anteriormente; por otro lado, las investigaciones fotográficas del profesor Pritchard confirman las de Struve y las realizadas en Dunsink.

[40] Debo este dibujo a la amabilidad de los señores De la Rue.

[41] Véase el capítulo XIX, sobre la masa de Sirio y su satélite.

[42] Dado que la Tierra mueve el telescopio a una velocidad de 18 millas por segundo, y dado que la luz se mueve a una velocidad muy cercana a 180,000 millas por segundo, se deduce que la velocidad del telescopio es aproximadamente una diezmilésima parte de la de la luz. Mientras la luz recorre un tubo de 20 pies de largo, el telescopio habrá recorrido la diezmilésima parte de 20 pies, es decir, la cuadragésima parte de una pulgada.

[43] Véase “Astronomía popular” de Newcomb, p. 508, donde el descubrimiento de esta ley se atribuye al señor J. Homer Lane, de Washington. La teoría de la contracción se debe a Helmholtz.

[44] La teoría de la evolución mareal esbozada en este capítulo se debe principalmente a las investigaciones del profesor G.H. Darwin, F.R.S.

[45] La hora varía según la localidad: sería 11.49 en Calais; en Liverpool, 11.23; en la bahía de Swansea, 5.56, etc.
[46] Una vez decididas las unidades de masa, ángulo y distancia que pretendemos utilizar para medir estas cantidades, cualquier masa, ángulo o distancia se expresa mediante un número determinado. Así, si tomamos la masa de la Tierra como unidad de masa, el ángulo que recorre en un segundo como unidad de ángulo, y su distancia del Sol como unidad de distancia, descubriremos que las cantidades correspondientes para Júpiter se expresan con los números 316, 0·0843 y 5·2 respectivamente. Por lo tanto, su momento angular orbital es 316 × 0·0843 × (5·2)².

*** FIN DEL LIBRO ELECTRÓNICO DE PROJECT GUTENBERG: LA HISTORIA
DE LOS CIELOS ***

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