Autor: franciscogarcia

El padre de Galileo: de tal palo tal astilla

El padre de Galileo: de tal palo tal astilla

 

Galileo Galiei no sólo es universalmente conocido por sus descubrimientos en astronomía, física y otros campos sino que está considerado el padre del método científico moderno, porque Galileo era partidario de justificar sus afirmaciones y teorías en base de observaciones de la realidad física y en verificaciones experimentales cuando lo consideraba necesario. En su época las explicaciones sobre los sucesos del Universo estaban sustentadas en dogmas, no sólo religiosos sino también filosóficos basados en las ideas de Aristóteles. Galileo no dudaba en rechazar los dogmas cuando sus experimentos y observaciones los contradecían. Eso acabó por ocasionarle problemas serios con la Iglesia.

Sin duda el carácter rebelde de Galileo estuvo muy influenciado por la personalidad de su padre, Vicenzo Galiei, que era músico de la corte, virtuoso del laúd así como compositor y en contacto con los principales teóricos musicales de la época. Vicenzo llevó a cabo experimentos sobre armonía, con la ayuda de su hijo. En ellos empleaba pesas y cuerdas con el propósito de hallar la razón matemática de las tensiones de las cuerdas que producían los sonidos. Fue muy crítico con la esterilidad de la música eclesiástica y abogó por su renovación. En un libro suyo sobre música encontramos la siguiente frase, que muy bien pudiera haber sido dicha por su hijo: «Me parece que aquellos que solo se basan en argumentos de autoridad para mantener sus afirmaciones, sin buscar razones que las apoyen, actúan de forma absurda«.

Cuando Galileo, aún adolescente, manifestó interés en hacerse novicio, Vicenzo no dudó en quitar de la cabeza de su hijo esa temprana vocación religiosa y con una excusa lo sacó del monasterio donde estudiaba.

Júpiter, el lujurioso

Júpiter, el lujurioso

 

Es comúnmente sabido que el planeta Júpiter recibe su nombre del dios supremo de los romanos, que en la mitología griega se corresponde con Zeus. Los astrónomos a la hora de bautizar a su extensa familia de satélites suelen seguir la razonable tradición de usar nombres de personajes mitológicos relacionados de alguna manera con Zeus.

Lo que tal vez sea menos conocido es que los dioses griegos serían inmortales y todopoderosos, pero no se caracterizaban precisamente por su ejemplaridad. Más bien parecían poseer toda la lista de vicios y excesos humanos. Eran envidiosos, vengativos, vanidosos, coléricos, crueles, violentos, etc. En el caso de Zeus, su debilidad era la lujuria. Su lista de aventuras y conquistas, de todo tipo, es interminable. Lo siguiente es una lista no exhaustiva de algunos de los satélites del planeta, con su equivalente mitológico, a título de curiosidad.

CALISTO: Calisto era una cazadora perteneciente al cortejo de Artemisa, diosa de la caza, para lo cual había hecho el obligatorio voto de castidad. Sin embargo, Zeus se enamoró de ella y, para seducirla, adoptó la forma de Artemisa. Calisto terminó quedando embarazada.
IO: Sacerdotisa de la diosa Hera. Io se entregó a Zeus, pero fueron sorprendidos por Hera, que vigilaba a su marido carcomida por los celos. El dios, para salvar a la joven, la convirtió en una ternera blanca.
GANÍMEDES: Hermoso príncipe troyano. Zeus se enamoró de él y se transformó en águila para raptarlo.
EUROPA: Descendiente de Io. Zeus se transformó en un toro blanco para seducirla. Europa lo acarició y Zeus aprovechó la ocasión para raptarla y llevarla sobre su lomo hasta la isla de Creta.
LEDA: Reina de Esparta. Zeus se le presentó transformado en cisne, que fingiendo ser perseguido por un águila, se posó en ella.
HIMALIA: Ninfa de Rodas a quién Zeus se unió transformado en lluvia.
ELARA: Hija del rey Orcómeno. Fue amada por Zeus, quien por miedo a su esposa, Hera, la ocultó profundamente bajo tierra donde dio a luz al gigante Ticio.
TÁIGETE: Una de las siete Pléyades. Pese a estar casada, era continuamente acosada por Zeus a quien eso no le importaba gran cosa. Para escapar del acoso pidió ayuda a Artemisa que la convirtió en cierva.
SINOPE: Zeus para seducirla le prometió concederle lo que más desease. Sinope pidió mantenerse virgen para siempre, por lo que el dios tuvo que renunciar a ella.

Un error de 0’2 milímetros

Un error de 0’2 milímetros

En una anterior publicación vimos cómo una de las consecuencias de la Revolución Francesa fue la adopción del sistema métrico decimal, y que a fin de calcular la longitud del meridiano Dunkerque-Barcelona, entre 1792 y 1798 se enviaron sendas expediciones a dichas ciudades [Ver: «¿QUÉ ES UN METRO?»]

Sin embargo Pierre Méchain, el científico encargado de ir hasta Barcelona, cometió un error en las mediciones. Tenía que calcular la latitud del castillo de Montjuic, pero fue expulsado por tratarse de zona militar. Por ello calculó la latitud de la terraza de la fonda en la que se alojaba (la Fontana de Oro, en la esquina de la calle Avinyó con la calle Ample). Por medio de una pequeña cadena de triángulos pretendía unir la fonda, la torre del reloj del puerto (el antiguo faro), y la torre del castillo de Montjuic pensando que ambos puntos, al ser tan cercanos, tendrían latitudes prácticamente similares. Pero no era sí, existía una diferencia de 3 segundos. Y el error se contagió al resto de los cálculos. En consecuencia en la medición del metro había un error, aunque muy pequeño: 0’2 milímetros más corto de lo que debería ser; una diferencia insignificante para la vida cotidiana, pero fundamental en la ciencia de alta precisión.

Méchain al principio silenció la equivocación, pero acosado por la mala conciencia reemprendería las mediciones y moriría intentando revisarlas cerca de Castellón de la Plana.

La lucha por salir del Sol

La lucha por salir del Sol

Cuando en el núcleo del Sol se libera la energía de fusión, comienza un proceso extraordinario: la lucha de la misma por llegar a la superficie. Al principio, la energía asciende en forma de rayos gamma y rayos X, que logran recorrer distancias muy cortas al ser absorbidos por los densos gases de hidrógeno del interior. Cada vez que un átomo absorbe radiación emite, a su vez, radiación de la misma clase que puede ascender un poco más. Finalmente, al disminuir la temperatura a medida que se va acercando a la superficie, la energía absorbida y vuelta a emitir varía de longitud de onda y se transforma en radiación ultravioleta y, posteriormente, en luz visible. En el último tercio del radio solar, la mayor parte de la energía se transmite hasta la superficie por convección, o sea el mismo proceso por el que se transmite en el agua hirviendo.

Si los rayos X originados en el núcleo pudieran llegar a la superficie sin encontrar obstáculos tardarían unos 2’3 segundos. Pero en realidad, el ascenso requiere aproximadamente un millón de años o más. En otras palabras, por término medio, los rayos solares que nos llegan ahora mismo se produjeron hace un millón de años.

Por otro lado, en las reacciones nucleares del Sol también se producen unas enormes cantidades de neutrinos. Como el neutrino no interacciona con la materia, estos son despedidos al exterior tan pronto se originan. Cada segundo, de día desde arriba y de noche por los pies, somos atravesados por miles de millones de neutrinos sin que nos afecten en absoluto.

PORQUÉ EL MERIDIANO 0 ES EL DE GREENWICH

PORQUÉ EL MERIDIANO 0 ES EL DE GREENWICH

En anteriores publicaciones explicamos en qué consistía el problema de la longitud», y cuál fue su solución [Ver: «EL PROBLEMA DE LA LONGITUD» y «LA SOLUCIÓN AL PROBLEMA DE LA LONGITUD»]

Así pues, quedó solucionado el problema de cómo calcular la longitud desde el meridiano cero. Ahora solo quedaba ponerse de acuerdo en cual era ese meridiano cero, ya que su elección era arbitraria. Ha habido muchos meridianos cero, desde el de la isla de El Hierro en las Canarias, propuesto por Ptolomeo por estar en el extremo del mundo entonces conocido, pasando por Roma, Jerusalén, París, La Meca, Londres… Cada país usaba el que mejor le parecía. En Inglaterra el que pasa por el observatorio de Greenwich, en Francia el de París, en España el que pasa por el observatorio de San Fernando en Cádiz.

Se hacía necesario llegar a un acuerdo y la decisión se tomó en el Congreso Internacional del Meridiano celebrado en Washington en 1884. En aquellos momentos quien poseía los mapas más detallados y precisos era Inglaterra, y esos mapas tenían sus mediciones referidas al meridiano de Greenwich. Así se acordó que dicho meridiano sería el meridiano cero a partir de entonces. A pesar de ello, los franceses siguieron tomando como primer meridiano el de París hasta 1911.

El asteroide calavera

El asteroide calavera

Aunque oficialmente se llama 2015 TB145, es conocido también como asteroide calavera porque, según esté iluminado, tiene un inquietante parecido con una calavera humana. En octubre de 2015 pasó casi rozándonos a sólo 486.000 km , es decir, poco más lejos que la Luna.

La excentricidad de su órbita hace pensar que podría tratarse de un antiguo cometa ya extinguido. Mide entre 625 y 700 metros de anchura y su color es tan oscuro como el carbón.

Que son las mareas

Que son las mareas

Supongamos que estamos dentro de un ascensor en el piso superior de un hipotético rascacielos muy, muy alto. Si el ascensor se suelta y cae libremente, nosotros y todo lo que esté dentro de la caja del ascensor descenderemos con el mismo movimiento, estaremos cayendo cada vez más rápidos con la aceleración debida a la gravedad de la Tierra. Sin embargo, si no tenemos ninguna referencia externa al propio ascensor, no notaremos esta aceleración. Lo que nos parecerá es que estamos ingrávidos, flotando dentro de la caja del ascensor, y cualquier objeto que esté también suspendido permanecerá suspendido a nuestro lado.

Este fenómeno conocido como “principio de equivalencia”, fue anunciado por Einstein quien afirmó que gravedad y aceleración son equivalentes. De igual forma que no podemos distinguir entre caída libre e ingravidez; si nuestro ascensor estuviese en medio del espacio interestelar y estuviese acelerado con la misma intensidad de la gravedad terrestre, en ausencia de otras referencias externas, no sabríamos distinguir dicha aceleración de si estuviésemos quietos sobre la superficie de la Tierra, sometidos solamente a su gravedad.

Los astronautas de una nave espacial están ingrávidos precisamente porque están en caída libre. En otras palabras: en todo momento están cayendo hacía la Tierra. Esta idea suele causar confusión porque la nave, evidentemente, no acaba cayendo al suelo. El motivo es que si bien la Tierra tira de la nave hacia abajo, ésta también tiene un movimiento orbital que impulsa la nave de lado. De esta forma, en cada instante, la nave cae pero al mismo tiempo se ha desplazado cierta distancia alrededor de la Tierra, y la curvatura de ésta hace que la nave no esté más cerca de la superficie que antes y se mantenga a la misma altura. Así la nave podría girar alrededor de la Tierra perennemente si nada la frena, como podría ser el rozamiento con las capas externas de la atmósfera. Del mismo modo la Tierra y la Luna caen alrededor de su común centro de gravedad. Y de la misma forma la Tierra está cayendo continuamente hacia el Sol. Así la gravedad del Sol en la superficie de la Tierra es el 0’06% de la gravedad terrestre, pero no lo notamos, no nos sentimos más ligeros cuando el Sol está sobre nuestra cabeza.

Aunque no existen efectos locales debidos a la gravedad cuando el observador cae libremente, puede haber efectos no locales. Volvamos al ejemplo del ascensor que cae. Supongamos que se sueltan dos cuerpos pequeños dentro del ascensor separados cierta distancia. Cada uno cae directamente hacia el suelo. Sin embargo, la Tierra no es plana; las trayectorias verticales de las partículas no son exactamente paralelas sino que convergen lentamente y apuntan al centro de la Tierra. Un observador que caiga con el ascensor observará un movimiento muy ligero de un cuerpo hacia el otro a medida que ambos se precipiten hacia abajo. En un ascensor real, donde las partículas estén separadas sólo un metro, la convergencia valdrá unos minúsculos 0’016 mm por cada 100 metros verticales de caída. Los objetos también experimentan una atracción gravitatoria entre ellos, pero estas fuerzas son despreciables y no es necesario tenerlas en cuenta. Es importante comprender que estos movimientos relativos entre los objetos en caída libre no se deben a una gravedad mutua sino a su respuesta a la gravedad exterior. La fuerza gravitatoria directa en sí es inobservable, pero los efectos secundarios generalmente mucho más pequeños causados por su variación de un punto a otro, sí pueden ser observables.

Cuanto mayor sea la región de observación, mayores pueden resultar estas diferencias. El lado de la Tierra que en un momento dado mira a la Luna está 12.000 km más cerca de ella que el lado opuesto, y a causa de ello la gravedad de la Luna varia en más del 6%. Esto hace que los océanos de diferentes regiones de la superficie de la Tierra “caigan” con diferentes velocidades hacia la Luna, y en consecuencia se produzcan las mareas. Las fuerzas diferenciales de la gravedad se llaman por este motivo fuerzas de marea.

Aquí podemos apreciar la sorprendente diferencia entre gravedad directa y gravedad de marea, observando que si bien la gravedad del Sol en la superficie terrestre es unas 180 veces más intensa que la de la Luna, las mareas solares son más pequeñas que las lunares. Esto se debe a que la variación de la gravedad solar de un lado a otro de la Tierra es sólo del 0’017%. El Sol está mucho más lejos que la Luna, y el diámetro adicional de la Tierra apenas aumenta la intensidad de la gravedad solar.

En la imagen vemos que, si bien la gravedad de la Luna es mínima en el punto B, el océano en este punto está levantado. Esto se debe a que la Tierra en sí es casi rígida y por ello no se deforma. La superficie terrestre en B cae a la misma velocidad que en el centro de gravedad de la Tierra, y éste está algo más cerca de la Luna que B. Por lo tanto, la Tierra en B cae algo más deprisa que el océano en B, que no está unido rígidamente a la Tierra. A consecuencia de esto el océano se “retrasa” y aparece un abultamiento. Si la misma Tierra fuera líquida, se deformaría también bajo la acción de las fuerzas de marea, y no notaríamos localmente las mareas oceánicas. Pero aunque la Tierra es casi rígida, las mareas también producen tensiones en su interior. Sin embargo este efecto es prácticamente imperceptible en el caso de nuestro planeta, pero por ejemplo, en el caso de Io –satélite de Júpiter- las fuerzas de marea que le ocasiona la proximidad del inmenso Júpiter, ocasionan grandes fricciones en el interior de Io que hacen que se caliente y se produzcan erupciones volcánicas que convierten a Io en el astro más vulcanológicamente activo del Sistema Solar.

Haciendo barranquismo en Marte

Haciendo barranquismo en Marte

Barranquismo sin agua porque en Marte no hay agua líquida, pero a cambio en el más espectacular barranco del Sistema Solar. Si en una anterior publicación dijimos que en Marte se encuentra el Olimpus Mons, la mayor montaña conocida del Sistema Solar [Ver «HACIENDO ALPINISMO EN MARTE»], ahora vemos que en el planeta rojo también se halla la mayor depresión o barranco, llamado Valles Marineris.

El Valles Marineris es un sistema de cañones en cuyo interior podría perderse holgadamente su homólogo terrestre, el Gran Cañón del Colorado, el más grande tajo de la Tierra. El Gran Cañón tiene una longitud, anchura y profundidad máximas de 350, 20 y 1’7 km, respectivamente. Por su parte, el Valles Marineris tiene una profundidad máxima de casi 7 km, una anchura que llega a más de 600 km. y una longitud de unos 4.000 km.

Si en el caso del Olimpus Mons lo comparamos con un mapa de Francia; al Valles Marineris lo compararemos con un mapa de Estados Unidos para poder hacernos un idea de sus dimensiones.

Solución al problema de la longitud

Solución al problema de la longitud

Para el cálculo de la longitud hay que tener en cuenta que la Tierra da una vuelta completa sobre sí misma en un día. Es decir que cualquier punto de la superficie tarda 24 horas en recorrer 360º, y por tanto en cada hora recorrerá 360 ⁄ 24 = 15º [Ver: «EL PROBLEMA DE LA LONGITUD»]

Supongamos que nuestro barco parte de un lugar situado en el meridiano cero. En el momento de zarpar sincronizamos el reloj de a bordo con la hora de dicho meridiano. Después de viajar durante varios días hacemos una medición cuando el Sol se encuentra en el punto más alto de su recorrido. La hora local es, por tanto, las 12 del mediodía. Pero al mirar el reloj, comprobamos que marca la hora del meridiano del que partimos, pongamos que sean las 14 horas. Eso querrá decir que el barco se encuentra a 30º longitud oeste, ya que le separan dos horas del meridiano de referencia. Así pues, la solución era llevar a bordo un reloj lo suficientemente preciso.

Los relojes de Sol, agua o arena no servían, hubo que esperar hasta la invención de los relojes mecánicos. No obstante, los primeros relojes mecánicos no eran lo suficientemente precisos ya que funcionaban con el periodo de un péndulo que seguía una trayectoria circular que no es igual para oscilaciones grandes que para oscilaciones pequeñas. Y además, los fuertes balanceos de los barcos hacían que los relojes de péndulo se atrasasen, adelantasen o directamente se rompieran.

Hubo que esperar hasta que el relojero inglés John Harrison (1693-1776) inventase, tras varios diseños, un modelo de reloj capaz de resistir los balanceos sin perder casi la precisión. A Harrison tardaron varios años en reconocerle el premio que otorgaba el Parlamento inglés, pero desde entonces todos los barcos británicos fueron equipados con esos relojes.

El problema de la longitud

El problema de la longitud

Saber las coordenadas de la posición en la que uno se encuentra, es de importancia especialmente significativa para poder orientarse, sobre todo cuando se está en un barco en alta mar.

Calcular la latitud nunca representó una gran dificultad, ya que se puede llevar a cabo con observaciones astronómicas relativamente sencillas, usando la posición del Sol al mediodía y la estrella Polar por la noche. Sin embargo, no se conocía ningún método ni astronómico ni de otro tipo que permitiera calcular la longitud. En la antigüedad y durante la Edad Media esto no fue un problema muy preocupante, ya que la navegación se limitaba básicamente al Mediterráneo y, en el Atlántico, a las zonas costeras de la península ibérica, Francia, las islas británicas y norte de Europa. Era una navegación en distancias relativamente cortas, que normalmente se hacía bordeando la costa, en aguas conocidas y con numerosas islas que facilitaban la orientación, por lo que un navegante experto difícilmente se extraviaba.

Cuando los portugueses bordearon África y llegaron hasta la India y sudeste asiático y, sobre todo tras el descubrimiento de América y el océano Pacífico, la cosa cambió. Los viajes se hicieron transoceánicos, no se podía bordear la costa, era forzoso adentrarse en alta mar durante meses dirigiéndose hacia cualquier punto cardinal, para llegar a tierras desconocidas.

El poder calcular correctamente la longitud se convirtió en algo acuciante, ya que un error de pocos minutos de grado puede llegar a suponer, en según qué latitudes, más de un centenar de kilómetros. Como consecuencia muchos barcos perdían el rumbo, alargaban excesivamente sus travesías o se extraviaban para siempre, con las consiguientes pérdidas en bienes y vidas humanas. Las naciones europeas ofrecieron sustanciosos premios a quien resolviera el problema, y grandes científicos lo intentaron, entre ellos Galileo y Newton.

Para saber cómo se solucionó este problema [Ver: «LA SOLUCIÓN AL PROBLEMA DE LA LONGITUD»]