Categoría: Curso de astronomía

Saturno

Saturno

 

 

Saturno, el segundo mayor planeta del Sistema Solar, cierra la lista de objetos celestes conocidos por la Humanidad desde sus inicios hasta la invención del telescopio.
Es un gigante gaseoso al igual que Júpiter, y su composición tanto atmosférica como en su interior es también similar. Pero así como Júpiter presenta una superficie muy vistosa con numerosas bandas y remolinos de colores, en cambio la superficie de Saturno es amarillenta y pálida, sin apenas rasgos distintivos. No obstante se sabe que se originan tormentas enormes, en términos terrestres. La densidad de Saturno es muy baja, tanto que si lo pudiéramos colocar en un hipotético océano gigante, flotaría en él.


O sea, que Saturno sería un planeta bastante anodino si no fuera por un rasgo que posee y que es de sobras conocido por todos: sus extraordinarios anillos. Si bien se ha descubierto que los cuatro grandes planetas gaseosos tienen todos anillos, ninguno de ellos puede comparase ni de lejos con los de Saturno. Esto le convierte, quizá, en el planeta más hermoso del Sistema Solar.


ESTRUCTURA GENERAL Y ATMOSFÉRICA

El interior del planeta es semejante al de Júpiter, con un núcleo rocoso rodeado por hidrógeno y helio y trazas de otras sustancias volátiles. Sobre él se extiende una extensa capa de hidrógeno líquido, debido a los efectos de las elevadas presiones y temperaturas. Los 30.000 km exteriores del planeta están formados por una extensa atmósfera de hidrógeno y helio.
Por otro lado, y al igual que Júpiter, Saturno irradia más calor al exterior del que recibe del Sol. Esta energía adicional puede explicarse porque la temperatura interna de Saturno es inferior a la de Júpiter, por lo que el helio líquido se hunde hacía en centro del planeta, liberando energía gravitatoria que lo mantiene caliente.
Como se ha dicho su densidad es muy baja y flotaría en el agua. Presumiblemente, Saturno es más rico en hidrógeno ligero, y muy pobre en todo lo demás, en relación a Júpiter. Así pues, la débil gravedad de Saturno no puede comprimir la sustancia que lo compone de una forma tan rígida como Júpiter comprime la suya. Y aunque Saturno gira más lentamente que Júpiter, sus capas exteriores son menos densas, y tiene una atracción gravitatoria inferior para retenerlas. Como resultado de todo ello, Saturno presenta un abombamiento ecuatorial muy grande y es el objeto más achatado del Sistema Solar. La diferencia entre el diámetro ecuatorial y el polar es de 12.000 km, casi el tamaño de la Tierra.

-Gigantesca tormenta en Saturno-

La atmósfera de Saturno posee un patrón de bandas oscuras y zonas claras similar al de Júpiter aunque la distinción entre ambas es mucho menos perceptible en el caso de Saturno. La sonda Cassini ha podido captar varias grandes tormentas en Saturno. Una de las mayores tormentas, con rayos 10.000 veces más potentes que los de cualquier tormenta de la Tierra, apareció en noviembre de 2007, habiendo durado 7 meses y medio. Una enorme tormenta, tan grande que rodeó el planeta, apareció en diciembre de 2010 en el hemisferio norte de Saturno desarrollando un vórtice central de color oscuro de 5.000 kilómetros de ancho similar a la Gran Mancha Roja de Júpiter.
El fenómeno más llamativo descubierto por la sonda Voyager, es un patrón de nubes con forma de hexágono gigante situado en el polo norte del planeta. Los lados del hexágono son mayores que el diámetro de la Tierra. Se cree que el hexágono se forma en zonas donde hay un alto gradiente latitudinal en la velocidad de los vientos atmosféricos de Saturno. Se crearon formas similares en laboratorio al hacer que un tanque circular de líquido rotase a distinta velocidad en el centro y la periferia. Se consiguieron todo tipo de formas entre triangular y octogonal, si bien se observó que la forma más común era un hexágono. Las formas poligonales no se producen en fronteras turbulentas cuando los parámetros de viscosidad y diferencial de velocidad no superan cierto valor límite, de modo que no están presentes en otros sitios de características similares, tales como el polo sur del propio Saturno o los polos de Júpiter.


LOS ANILLOS

Los anillos de Saturno no son visibles a simple vista, y fueron observados por primera vez por Galileo en 1610, aunque la imperfección de su telescopio no le permitió deducir en que consistían. Cincuenta y un años más tarde Christian Huygens fue quien los interpretó correctamente informando que Saturno estaba rodeado por un tenue y brillante anillo que no le tocaba en ningún punto. En 1675 Cassini se percató que había una banda oscura que dividía el anillo en una sección exterior u otra interior. Desde entonces hablamos de anillos, en plural.
Los cuatro gigantes gaseosos del sistema Solar poseen anillos, pero son muy tenues. Sólo Saturno tiene un sistema de anillos realmente majestuosos y brillantes. Los anillos de Saturno se extienden en el plano ecuatorial del planeta desde los 6.630 km a los 120.700 km por encima del ecuador de Saturno y están compuestos de partículas con abundante agua helada. El tamaño de cada una de las partículas varía desde partículas microscópicas de polvo hasta rocas de unos pocos metros de tamaño.
Tal vez sean residuos de la formación de Saturno, o porciones de algún satélite que se acercó demasiado y estalló. Los anillos no son homogéneos, presentan ondulaciones, y discontinuidades (zonas vacías, exentas de fragmentos), por eso se habla de anillos, en plural.

 

La dinámica de los anillos es muy compleja, con unas peculiaridades que todavía no tienen una explicación completamente satisfactoria.

• RADIOS BRILLANTES. Las bandas que cruzan muchos anillos pueden estar formadas por polvo procedente de colisiones. Las fuerzas electromagnéticas pueden superar a las gravitatorias y elevar los granos más finos por encima de las partículas en órbita.
• LUNA EN UNA DISCONTINUIDAD. Una luna puede crear una discontinuidad a lo largo de su órbita dispersando las partículas con su gravedad. Las partículas que se mueven en una órbita algo menor que la lunar van más deprisa que el satélite y la fuerza gravitatoria de éste tiende a frenar las partículas y lanzarlas a una órbita inferior. Las partículas que orbitan algo más afuera que la luna se ven despedidas hacía el exterior cuando el satélite las sobrepasa.
•ONDAS DE DENSIDAD. Las partículas de los anillos más cercanos al planeta viajan más deprisa que una luna más lejana. Cuando pasan frente a ella, las partículas son atraídas y forman ondas de densidad.
• ONDULACIONES. Las ondulaciones son debidas a la atracción gravitatoria que ejercen las lunas que orbitan Saturno fuera del plano anular. Estas lunas atraen las partículas hacía arriba o abajo según se encuentre situadas encima o debajo del anillo.
• ANILLOS ENTRELAZADOS. En el borde externo del sistema anular principal de Saturno se encuentra una formación extraña que sorprendió mucho a los científicos por desafiar aparentemente las leyes de la física. Las trayectorias orbitales de las partículas de este curioso anillo están onduladas y retorcidas como en una trenza. Se cree que la configuración del anillo es debida a la influencia gravitatoria de las dos pequeñas lunas que “pastorean” su órbita.

-Los anillos son mucho más complejos de lo que parece a primera vista-

En octubre de 2009 se descubrió un nuevo y enorme anillo alrededor de Saturno, mucho más grande de los que le rodean. Después de muchos siglos, este había pasado desapercibido hasta ahora, porque está tan enrarecido que resulta casi invisible. Este nuevo cinturón se despliega en el confín del sistema saturniano. Su masa comienza a unos seis millones de kilómetros del planeta y se extiende hasta alcanzar 13 millones de kilómetros de diámetro. Uno de los más lejanos satélites de Saturno, Febe, orbita dentro del nuevo anillo, y probablemente sea la fuente de su composición.

 

LA GRAN FAMILIA DE SATÉLITES

Saturno posee una extensa familia de más de 60 satélites, la mayoría pequeños e irregulares. Vamos a hacer una descripción de los miembros más destacados de esta familia.

 

-Las densas nubes no permiten ver la superficie-
-Titán bajo la capa de nubes-

•TITÁN. Descubierto por Huygens en 1655, es el mayor satélite de Saturno y el segundo del Sistema Solar tras Ganímedes. Su característica más notable es que es el único satélite conocido que posee una atmósfera importante (detectada por primera vez en 1907 por el astrónomo catalán Josep Comas i Solá) incluso más densa que la de la Tierra, y el único objeto, aparte de la Tierra, en el que se ha encontrado evidencia clara de líquidos estables en la superficie.
La atmósfera está compuesta en un 94 % de nitrógeno y es la única atmósfera rica en nitrógeno en el Sistema Solar aparte de nuestro propio planeta, con rastros significativos de varios hidrocarburos que constituyen el resto (incluyendo metano, etano, metilacetileno, acetileno, propano, junto con anhídrido carbónico, monóxido de carbono, cianógeno, cianuro de hidrógeno y helio). Se piensa que estos hidrocarburos se forman en la atmósfera superior de Titán en reacciones que son el resultado de la disociación del metano por la luz ultravioleta del Sol produciendo una bruma anaranjada y espesa. Hay nubes en la atmósfera de Titán además de la espesa niebla que afecta a todo el planeta. Estas nubes están probablemente compuestas de metano, etano y otros compuestos orgánicos simples que precipitan en forma de lluvia. De este modo Titán y la Tierra serían los únicos lugares en el Sistema Solar en los que llueve sobre su superficie.

-Recreación superficie de Titán-

La densa niebla de Titán ocultó su superficie hasta la llegada de la sonda espacial Cassini en 2005. La sonda ha descubierto evidencias de lo que parecen lagos y cauces fluviales. Las bajas temperaturas que se dan en Titán nos permiten especular fundamentadamente en la existencia de lagos, ríos y mares de metano, etano o amoniaco líquidos y hasta divertirnos con la posibilidad de que Titán esté forrado de asfalto, con afloramientos de gasolina solidificada y otros hidrocarburos. Estas características de Titán hacen que los científicos no consideren descabellada la idea de que pueda albergar alguna forma de vida. Caso de ser así, sería vida adaptada a temperaturas de -180ºC y al metano substituyendo al agua.

 

•JAPETO. El tercero en tamaño de los satélites de Saturno. La inclinación de su órbita y la considerable distancia al planeta convierten a Japeto en la única luna grande de Saturno desde la cual se podrían observar plenamente los anillos de Saturno; desde las demás, estos se ven prácticamente de canto debido a su poca o nula inclinación orbital.
Uno de los hemisferios del satélite es mucho más oscuro que el otro, peculiar característica que se podría deber a una composición distinta del material de la superficie, proveniente del interior de la propia luna o bien de materia de otros satélites o anillos. No se conoce con certeza el motivo real, aunque la segunda hipótesis cada vez es más apoyada por evidencias observacionales.
Un aspecto difícil de explicar es la cresta que corre a lo largo del centro. Se trata de una cordillera ecuatorial (sigue casi perfectamente el ecuador del satélite, aunque solo en el hemisferio oscuro) de unos 1300 km de largo, 20 km de ancho y 13 km de altura que da al satélite la apariencia de una nuez. Fue descubierta en diciembre de 2004 por la sonda Cassini y bautizada como Toledo Montes. Hay hasta cuatro teorías diferentes para explicar el origen de la cordillera, pero hasta ahora no se ha establecido una hipótesis firme 1 .

 

-Geiseres de Encélado-

•ENCÉLADO. Con un diámetro diez veces menor que Titán, es un mundo lleno de interés. Debajo de la superficie del satélite existe un océano global de agua líquida, como una capa entre el hielo de la superficie y el núcleo rocoso. Probablemente es calentado por muchas fuentes hidrotermales, lo que despierta gran interés al existir las condiciones necesarias para la vida. En 2017 la NASA notificó que en la superficie del satélite existen géiseres y fumarolas que expulsan vapor de agua desde su océano.
El origen de la fuente de calor que mantiene el océano de agua líquida y produce los geiseres, no está claro. En un principio se pensó que provenía de efectos de marea ocasionados por otros satélites, pero luego los cálculos mostraron que esto no era suficiente.
Los geiseres expulsan al espacio vapor, polvo y diversas partículas que acaban configurando el anillo E de Saturno. Según los científicos este vapor expulsaría elementos químicos entre los que se encuentra el hidrógeno, lo que haría factible la posibilidad de vida microbiana, en forma similar a las fuentes hidrotermales encontradas en el fondo de los océanos terrestres.

 

•MIMAS. Con un diámetro de sólo unos 397 kilómetros y su superficie, altamente craterizada, presenta un enorme cráter de impacto de 139 km de diámetro que le confiere una notable semejanza con la Estrella de la muerte de la Guerra de las Galaxias. El impacto que produjo este cráter fue tan violento que produjo fracturas visibles en el lado opuesto de este satélite. Posiblemente un impacto ligeramente más energético podría destruir un cuerpo del tamaño de Mimas.

 

•PANDORA Y PROMETEO. Son dos satélites irregulares de Saturno que confinan gravitacionalmente el anillo F y ocasionan sus ondulaciones y trenzado.

 

 

•JANO Y EPIMETEO. Epimeteo y Jano son satélites coorbitales, la distancia de Jano a Saturno es 151.472 km y la de Epimeteo es 151.422 km, una separación de sólo 50 km. Al ir casi en la misma órbita viajan casi a la misma velocidad, pero el satélite interior va ligeramente más rápido que el exterior por lo que lo adelanta lentamente. Parece inevitable que se produzca un choque entre ambos, pero cuando se acercan, su mutua atracción gravitatoria altera su cantidad de movimiento, el satélite interior gana cantidad de movimiento, se mueve hacia una órbita superior y pierde velocidad. El satélite exterior pierde cantidad de movimiento, se mueve hacia una órbita interior donde gana velocidad. En pocas palabras los dos satélites intercambian sus posiciones. Este hecho se repite cada cuatro años, siendo el único caso conocido en el Sistema Solar.


[1] Expondremos una sólo a título de ejemplo del modus operandi del modo en que se razonan las hipótesis científicas: La cadena podría ser un remanente de la forma esferoide que Japeto tenía en sus comienzos, cuando rotaba más rápido que en la actualidad. Considerando la altura de las montañas, este período tendría que haber sido menor que 17 horas. Para poder enfriarse a una velocidad tal que se preservase la cordillera a la vez que la luna se mantenía lo suficientemente plástica para que la fuerza de Saturno alargase el período de rotación hasta su valor actual, la fuente de calor de Japeto tendría que haber sido la radiactividad del aluminio-26. Este isótopo era abundante en la nebulosa protoestelar en que se formó Saturno, pero para poder absorber la cantidad suficiente para mantener el calor, Japeto tendría que haberse formado sólo unos dos millones de años después que los asteroides, considerablemente más temprano de lo que se suponía.

Júpiter

Júpiter

 

Los planetas del Sistema Solar podríamos clasificarlos en dos grandes grupos. El primero lo conforman los cuatro planetas que hemos ya examinado. Son planetas pequeños y rocosos, y sus órbitas son relativamente próximas al Sol. El otro grupo lo conforman cuatro planetas mucho más alejados de Sol y de tamaños mucho mayores que los del primer grupo. Además, no son rocosos sino que son básicamente enormes bolas de gas, por lo menos en su mayor parte ya que el interior de estos planetas nos es aún muy desconocido.
Júpiter es el gigante de los planetas, tiene más masa que todos los otros juntos, y podría contener 1.300 cuerpos del tamaño de la Tierra.
Le cuadra muy bien el adjudicarle el nombre del rey de los dioses de la mitología grecorromana pues a pesar de que Venus tiene mayor brillo aparente, como ya se ha explicado es visible sólo unas pocas horas, y cuando está en la parte más alejada de su órbita con respecto a la Tierra, su brillo disminuye notablemente. Por lo tanto, a menudo Júpiter es el objeto más brillante en el cielo a lo largo de la noche, exceptuando al Sol y la Luna, y ello debido a su gran tamaño, pues dada su lejanía al Sol la luz que recibe de éste es sólo 1/27 de la recibida por la Tierra.


ORIGEN Y COMPOSICIÓN

Cuando decimos que Júpiter es un gigante gaseoso, estamos diciendo que su tamaño es enorme y que está compuesto mayoritariamente por gases, a diferencia de los planetas interiores que son de naturaleza rocosa. Esto explica que, teniendo un volumen más de 1.300 veces superior a la Tierra, su masa sea sólo 318 veces mayor.


Júpiter está formado por un 90% de hidrógeno y un 9% de helio, siendo el restante 1% una mezcla de diversos compuestos entre los que predominan el metano, vapor de agua y amoníaco. La temperatura se eleva con rapidez con la profundidad, así como la presión que convierte al hidrógeno en un líquido al rojo vivo. En el centro puede existir un núcleo al rojo blanco de hidrógeno metálico en forma sólida. Pero realmente desconocemos prácticamente todo sobre las condiciones y composición el núcleo de Júpiter. Algunos estudios sugieren la existencia de un núcleo, con una masa una decena de veces superior a la Tierra, formado por planetesimales al que posteriormente se le irían añadiendo los gases. Sin embargo la proporción de hidrógeno y helio es la misma que el Sol, lo que podría indicar que Júpiter se formó al mismo tiempo y de la misma forma que éste, es decir por el colapso gravitatorio directo de la nube de hidrógeno y helio primordial. El estudio de la estructura interna de Júpiter, y en particular, la presencia o ausencia de un núcleo interior permitiría distinguir ambas posibilidades.
Después de su formación, Júpiter era mucho más caliente y el doble de grande que en la actualidad. Pero Júpiter todavía desprende más calor del que recibe del Sol. Este calor procede de la contracción gravitatoria ya que Júpiter sigue contrayéndose dos centímetros al año. De hecho, Júpiter es una estrella fracasada; si su masa fuese unas 50 veces mayor, la contracción gravitatoria hubiera podido elevar la temperatura del hidrógeno hasta el punto de iniciar los procesos de fusión nuclear. El Sistema Solar tendría dos estrellas, siendo difícil pronosticar como hubiese evolucionado la vida en la Tierra en ese caso.


UNA ATMÓSFERA TURBULENTA

La atmósfera joviana tiene una química y una dinámica muy complejas. Se compone en su mayor parte de hidrógeno, con parte de helio y algunas trazas de metano y amoníaco. La superficie gaseosa de Júpiter está recorrida por diversas franjas de nubes paralelas a su ecuador, que a su vez están formadas por remolinos y turbulencias siempre cambiantes, que hacen de Júpiter uno de los astros más agradecidos de observar.

-Turbulencias alrededor de la Gran Mancha Roja-
-Recreación de la atmósfera de Júpiter-


Júpiter tiene un periodo rotacional inferior al terrestre: el día allí dura poco menos de 10 horas. Además su diámetro es mucho mayor que el de la Tierra. Por todo ello un punto en el ecuador de Júpiter viaja a 46.200 km/hora, mientras que en el ecuador terrestre lo haría a 1.700 km/hora. Si a esto añadimos el calor que recibe del Sol y el desprendido por el propio Júpiter que, como hemos explicado, es aún mayor, comprenderemos porqué su gruesa atmósfera gaseosa es tan turbulenta. Las bandas y zonas delimitan un sistema de corrientes de viento alternantes en dirección con la latitud y en general de gran intensidad; por ejemplo, los vientos en el ecuador soplan a velocidades en torno 360 km/hora. En la Banda Ecuatorial Norte, los vientos pueden llegar a soplar a 500 km/hora. La rápida rotación del planeta hace que las fuerzas de Coriolis sean muy intensas, siendo determinantes en la dinámica atmosférica del planeta. La rápida rotación y el no tener una superficie rígida, ocasiona que el diámetro polar esté notoriamente achatado con respecto al ecuatorial. La diferencia entre ambos es de 9.000 km., cuando en la Tierra es de 44 km.

-La Tierra comparada con la Gran Mancha Roja-

La marca más notable de su superficie es la Gran Mancha Roja, un área donde los vientos ascienden en espiral transportando gases a grandes altitudes, donde reaccionan con los rayos solares liberando fósforo, que le confiere un color rojizo. La Gran Mancha Roja absorbe otras tormentas menores y tiende a estabilizar la atmósfera. De hecho es una gigantesca tormenta, un huracán tres veces mayor que la Tierra, y que perdura, con mayor o menor intensidad, desde al menos hace 300 años.


MAGNETOSFERA Y ANILLOS

Júpiter tiene una magnetosfera extensa formada por un campo magnético de intensidad diez veces mayor que el terrestre. La cola magnética se extiende más allá de la órbita de Saturno, si fuese visible ocuparía en el firmamento un área varias veces superior a la Luna llena.
Se piensa que el origen de la magnetosfera se debe a que en el interior profundo de Júpiter, el hidrógeno se comporta como un metal debido a la altísima presión. Los metales son, por supuesto, excelentes conductores de electrones, y la rotación del planeta produce corrientes, las cuales a su vez producen un extenso campo magnético.
El descubrimiento más sorprendente efectuado por la sonda Voyager 1, es la existencia de un sistema de anillos. Por ser de brillo extremadamente tenue habían pasado desapercibidos por los telescopios de la Tierra, y aparecieron en las imágenes tomadas por la sonda porque estaban muy iluminados por el Sol desde una posición posterior y las partículas dispersaban la luz. Así como los anillos de Saturno son de hielo, los de Júpiter están formados por miríadas de partículas de polvo. La existencia de estos anillos es posible gracias a la gran distancia que separa Júpiter del Sol, que ha impedido que sus partículas sean dispersadas por el viento solar.
Como ocurre también con los anillos de Saturno, los detalles referidos a su origen, formación y estructura están llenos de interrogantes aún sin una explicación plenamente satisfactoria.

 

 

LA GRAN FAMILIA DE SATÉLITES

Júpiter tiene una numerosa familia de satélites, los conocidos hasta ahora son 69, pero no sería de extrañar que se descubran otros nuevos. La inmensa mayoría son muy pequeños, poco más que rocas grandes en órbita. Lo más probable es que se traten de asteroides capturados por la enorme gravedad del planeta. Es tradición bautizarlos con el nombre de amantes, conquistas e hijas del Dios, quien al parecer tuvo una vida sexual bastante movida.
Sin embargo los cuatro mayores Ganímedes, Calisto, Io y Europa, merecen una exposición aparte. Los cuatro reciben el nombre de satélites galileanos, porque fueron descubiertos por Galileo Galilei, siendo los primeros objetos descubiertos en el Sistema Solar desde la antigüedad y los primeros que, de forma indudable, no giraban en torno a la Tierra, y asestaron un golpe de muerte a la teoría geocéntrica. Kepler acuñó la palabra satélite para estos cuatro objetos, según una voz latina para la gente que sirve en el cortejo de algún hombre rico o poderoso. Son claramente visibles con unos prismáticos medianos.

-Gamínedes-

Ganímedes, con casi 5.300 km. de diámetro es el mayor de los satélites del Sistema Solar, siendo mayor incluso que Mercurio. La corteza de Ganimedes parece estar dividida en algunas placas tectónicas, como la de la Tierra. En este aspecto, Ganimedes puede ser más similar a la Tierra que cualquiera de los planetas Venus o Marte, aunque no hay ninguna evidencia de actividad tectónica reciente. Algunos indicios sugieren la posibilidad de que tenga un océano subterráneo de agua. Carece de atmósfera, salvo algunos trazos de oxígeno.

-Calisto-

Calisto es el tercer satélite más grande del Sistema Solar. No hay grandes montañas, volcanes ni otros accidentes geográficos de origen tectónico. Su superficie está repleta de cráteres y es muy antigua, sin presentar señales de actividad tectónica. También se cree posible la existencia de un océano subterráneo de agua. Se considera que Calisto puede ser el lugar ideal para instalar una base que permita la exploración y colonización del sistema joviano. Se propuso que se podría construir una base en la superficie de Calisto para proporcionar combustible en una futura exploración del sistema solar. Las ventajas de este satélite son la poca radiación que recibe y su estabilidad geológica (es decir, no hay volcanes, terremotos, etc.). Esto podría facilitar la posterior exploración de Europa o ser una ubicación ideal para una estación de suministros para las naves espaciales que se acercaran más al sistema solar exterior, utilizando la asistencia gravitatoria de Júpiter después de marcharse de Calisto.

Io es el más próximo a Júpiter de los cuatro satélites mayores. Esto hace que la poderosa atracción gravitatoria del planeta se deje sentir fuertemente, y se generen unas intensas olas de marea en el interior de Io, que al friccionar hace que se caliente. Las mareas de roca sólida de Ío son ocho veces más altas que las provocadas en los océanos terrestres por la interacción gravitacional con la Luna. El resultado de todo ello es que en Io hay vulcanismo activo. De los volcanes de Io ascienden penachos de compuestos de azufre hasta 500 km. de altura. Con más de 400 volcanes activos, Io es el cuerpo más geológicamente activo del Sistema Solar. Esta actividad ha borrado por completo las señales de cráteres de impacto pasados en su superficie. Además de los volcanes, la superficie cuenta con la presencia de montañas no volcánicas algunas más altas que el Everest, lagos de azufre fundido, calderas volcánicas de varios kilómetros de profundidad y flujos extensos de varios cientos de kilómetros de largo, compuestos por material fluido muy poco viscoso (posiblemente algún tipo de compuesto de azufre fundido y silicatos). El azufre y sus compuestos adquieren una gran variedad de colores, responsables de la apariencia superficial del satélite.

.Los dos modelos en consideración-

Europa es el menor de los cuatro satélites galileanos. Su superficie es lisa como una bola de billar, y está formada por una gruesa capa de hielo, bajo la cual puede existir un inmenso océano de agua líquida, si tenemos presente que el hielo siempre flota sobre el agua. Este agua líquida, al filtrase por fracturas hasta la superficie, es la que la ha mantenido lisa. La hipótesis más aceptada es que el interior de Europa, al igual que Io, es calentado por efectos de marea ocasionados por Júpiter. Este calor funde el hielo y mantiene líquida el agua.

Como sabemos el agua líquida es algo raro de encontrar, y es la base de la vida tal como la conocemos, por lo que no es absurdo especular con la posibilidad de que haya vida bajo la helada superficie de Europa tal vez sustentada en un entorno similar a aquel existente en las profundidades de los océanos de la Tierra cerca de las chimeneas volcánicas. La dificultad para averiguarlo está, no sólo en tener que posar una nave en Europa, sino también en conseguir perforar la extremadamente gruesa capa de hielo.

-Europa-

Otro grupo significativo de satélites es el denominado grupo de Amaltea, que está formado por los cuatro satélites más próximos a Júpiter: Amaltea, Adrastea, Tebes y Metis. Las partículas que se van desprendiendo de estos satélites, a causa de impactos meteoríticos o por otros motivos, son las que han formado los anillos de Júpiter.

Asteroides, meteoritos y cometas

Asteroides, meteoritos y cometas

INTRODUCCIÓN

Asteroides y cometas son los cuerpos menores del Sistema Solar. La mayoría sólo miden unos pocos kilómetros, incluso menos, aunque los asteroides mas grandes alcanzan diámetros de varios centenares de kilómetros. Son los restos de la formación del Sistema Solar  que no llegaron a integrarse en un objeto mayor. La posibilidad de que la Tierra choque con uno que sea peligrosamente grande es una amenaza más que inquietante, no es un miedo absurdo. Ya ha ocurrido varias veces, y volverá a ocurrir; lo que no sabemos es cuando.

Pero antes de comentar los riesgos y consecuencias de que eso suceda, veamos en qué consisten estos restos, estos escombros del Sistema Solar: los asteroides y cometas.

 

-ASTEROIDES

Con este nombre se denominan los miles de cuerpos rocosos o metálicos de diverso tamaño y que orbitan el Sol, en su mayor parte entre Marte y Júpiter, en lo conocido como “cinturón de asteroides”. Entre Marte y Júpiter existe un hueco que intrigó a los astrónomos desde el descubrimiento de Urano ¿Podría existir un planeta desconocido en dicho hueco? Lo cierto es que no existe tal planeta, pero en su lugar se encuentran diseminados millones de pequeños cuerpos rocosos que, o bien pueden ser los restos de un planeta preexistente que estallara, o bien de uno que no llegó a formarse.

Se han identificado varios miles de estos pequeños cuerpos celestes. El mayor, con un diámetro de unos 920 km., se descubrió en 1801 desde Sicilia, y se le bautizó como Ceres, diosa romana del trigo, que había estado particularmente asociada con la isla. Los tres siguientes en descubrirse lo fueron en 1807, y se les llamaron Palas, Juno y Vesta. Esos nuevos objetos eran tan pequeños que, incluso con el mejor telescopio de la época, no mostraban disco. Seguían siendo puntos de luz, al igual que las estrellas. Por esta razón se los denominó asteroides, es decir parecidos a estrellas.

La existencia de los asteroides puede deberse a restos de la nebulosa de gas que originó el Sistema Solar, o a un planeta que estalló. Ambas posibilidades están admitidas y tienen sus partidarios, aunque predomina la primera y se achaca a la influencia del cercano Júpiter el que no llegasen a consolidarse en un planeta entero.

Aunque la mayoría de asteroides están confinados en el cinturón entre Marte y Júpiter, algunos se salen sustancialmente de él. Por ejemplo Quirón, un asteroide que se aleja hasta la órbita de Urano. La órbita de otro, Apolo, por el contrario se acerca al Sol más incluso que Venus, y se ha dado el nombre de objetos Apolo a todos los que se aproximen al Sol más que Venus. Uno de ellos se acerca más incluso que Mercurio, de hecho es el astro que más se aproxima al Sol; se le llamó Ícaro, en honor del personaje mitológico que voló con unas alas artificiales y que se precipitó contra el suelo por acercarse mucho al Sol que derritió la cera con la que se sujetaban las plumas. Se calcula que pueden existir alrededor de un millar de objetos Apolo, con diámetros de un kilómetro y más. Evidentemente, todo objeto Apolo y otros que no llegarán hasta la órbita de Venus, también cruzarán la órbita de la Tierra, por lo que implican un cierto riesgo de que se aproximen más de lo recomendable y originen una colisión. Pero de esto hablaremos más adelante.

Un caso especialmente curioso son los asteroides troyanos, llamados así porque a todos se les ha puesto nombres de personajes de la Iliada. Forman dos grupos arracimados en la órbita de Júpiter, un grupo 60º por delante del mismo, y el otro 60º detrás, de tal forma que cada grupo está en el vértice de un triángulo equilátero, en el que Júpiter y el Sol ocuparían los otros vértices. Esto es debido a que estos puntos son gravitatoriamente estables, por lo que todo cuerpo que entre en ellos no sufre perturbaciones y puede permanecer allí indefinidamente.

Es admitido que tanto Fobos y Deimos, satélites de Marte, como muchos de los satélites menores de los cuatro planetas gigantes del Sistema Solar, pueden ser en realidad asteroides capturados por sus atracciones gravitatorias. Continuamente se van identificando y bautizando nuevos asteroides (en 1921 se descubrió el asteroide nº 945, por el astrónomo J. Josep Comas Solá, quien lo llamó Barcelona).

La riqueza de minerales y metales de los asteroides, los hace particularmente atractivos como fuentes de recursos mineros para un futuro, cuando la astronáutica esté más avanzada y sea rentable obtenerlos. De momento tendremos que seguir conformándonos con explotar los recursos de la Tierra.

-COMETAS

Los cometas constituyen el otro grupo de cuerpos menores integrados por los restos de la formación del Sistema Solar. Cuando uno se hace visible aparece como un objeto neblinoso y débilmente luminoso, con una larga y deshilachada cola o cabellera. Los antiguos griegos los llamaron aster kometes (estrellas melenudas), y de ahí les viene el nombre.

A diferencia con los asteroides que son rocosos o metálicos, los cometas están formados básicamente por materiales helados. Se ha sugerido incluso que el origen de gran parte del agua de la Tierra podría estar en la que depositaron los cometas que chocaron contra nuestro planeta en los primeros tiempos de su formación, cuando los cometas vagabundos eran mucho más abundantes que ahora, y las colisiones con planetas algo frecuente. Como en los cometas se encuentran así mismo substancias orgánicas complejas, algunos piensan que también pudieron ser los que nos trajeron las primeras moléculas que dieron origen a la vida en la Tierra.

Cuando un cometa se aproxima lo suficiente al Sol, el material helado de su superficie empieza a calentarse y evaporarse y producir una nube de gas, vapor y polvo. Esta nube es empujada y arrastrada por el viento solar hasta distancias enormes, y constituye la cola del cometa. Por tanto la cola de un cometa siempre está orientada en dirección contraria al Sol, tanto al aproximarse como luego cuando se aleja del mismo. A medida que un cometa va realizando sucesivas aproximaciones al Sol, va perdiendo material evaporable, por lo que el proceso de formación de su cola continuará sólo mientras le quede.

Actualmente se cree que la procedencia de los cometas estaría en la llamada nube de Oort, una especie de capa dejada por la nube originaria de polvo y gas que se condensaron hace 5.000 millones de años para formar el Sistema Solar. La nube de Oort está situada en las afueras del Sistema Solar, a casi un año luz, y estaría constituida por miles de millones de pequeños cuerpos con diámetros de 800 metros a 8 kilómetros. Ordinariamente, los cometas permanecen en sus alejados hogares en torno al Sol con periodos de revolución de millones de años. De vez en cuando, sin embargo, a causa de colisiones o por la influencia gravitatoria de algunas de las estrellas más cercanas, algunos cometas aumentan la velocidad y abandonan el Sistema Solar. Otros se enlentecen y se mueven hacia el Sol, rodeándole y regresando a su posición original, para volver a aproximársele de nuevo.

De tal forma resulta que los cometas tienen unas órbitas en extremo excéntricas y alargadas, con periodos de años o siglos, y sólo se hacen visibles cuando penetran en el Sistema Solar interior y pasan cerca de la Tierra. El cometa Kohoutek, por ejemplo, se aproxima al Sol tanto como Mercurio, pero en su punto más alejado lo está 120 veces más que Neptuno, y su periodo orbital es de 217.000 años. Además, los cometas pueden presentarse en cualquier ángulo y hasta moverse en dirección retrógrada. Todo ello hace que su presencia sea algo imprevisible y sus movimientos anómalos. Dado que a la gente nunca le ha gustado las cosas erráticas de la vida, como por ejemplo sequías, inundaciones, enfermedades o guerras, y además existía la creencia generalizada de que las estrellas y los planetas influían en los asuntos humanos; las inesperadas apariciones de los cometas y sus caprichosos y erráticos movimientos, se tomaron frecuentemente como augurios de desgracias y desastres.

El primer cometa del que se pudo comprobar que, aunque sumamente alargada, tenía una órbita elíptica al igual que todos los cuerpos del Sistema Solar, y por tanto iba y volvía alrededor del Sol una y otra vez, fue el cometa Halley, bautizado así en honor del astrónomo inglés que lo observó en 1682 y predijo acertadamente que regresaría en 1758, aunque no vivió para verlo.

-METEORITOS

Cada día caen en la Tierra algunos miles de toneladas de materia procedente del espacio exterior. La mayoría son motas de polvo, pero algunos trozos alcanzan el tamaño de un garbanzo y velocidades de varios miles de kilómetros por hora. Esta gran velocidad hace que, al entrar en la atmósfera, el rozamiento los haga entrar en combustión por lo que se vuelven brillantes y visibles: son las estrellas fugaces. Los más grandes pueden formar estelas mucho más gruesas y de colores, y en ocasiones producen sonido, entonces se les denomina bólidos. Todas las noches son visibles estrellas fugaces, si la noche es lo suficientemente oscura y despejada, pero en algunas fechas concretas del año, la frecuencia de estrellas fugaces es mucho más elevada de lo habitual, y entonces tenemos una “lluvia de estrellas”. Las más conocidas son las Perseidas y las Leónidas, llamadas así porque las estelas parecen venir todas desde la constelación de Perseo y Leo, respectivamente. Estas lluvias de estrellas se producen cuando la Tierra, en el transcurso de su órbita, cruza por los restos de la cola de cometas que pasaron hace tiempo, de forma que cada año los cruza en las mismas fechas.

Cuando un pedazo de roca o metal es lo suficientemente grande para sobrevivir al roce con la atmósfera e impactar contra el suelo, le llamamos meteorito. En los primeros tiempos de la formación del Sistema Solar había esparcidos muchos restos de materia sobrante que no se aglomeró en planetas. Entonces los impactos de meteoritos contra la Tierra eran algo muy frecuente. Con el transcurso de los años se produjo un barrido, y la cantidad de meteoritos fue disminuyendo, hasta la actualidad en que casi todos han quedado confinados en el cinturón de asteroides.

-Crater Winslow (Arizona)-

Algunos cuerpos del Sistema Solar como la Luna, Mercurio y otros, al carecer de atmósfera, manifiestan claramente las huellas de los impactos que los meteoritos les han ido produciendo durante millones de años. En cambio, en la Tierra, casi no se conservan restos evidentes de cráteres de impacto, pues han sido borrados por la acción del viento y el agua. Pero algunos más recientes aún permanecen para demostrarnos que no estamos libres del peligro de chocar con meteoritos de gran tamaño. Por ejemplo, el gran cráter de Winslow, Arizona, fue resultado de un meteorito metálico de aproximadamente 40 metros de diámetro, que colisionó hace unas cuantas decenas de milenios con la Tierra a más de 30.000 kilómetros por hora formando un cráter de más de un kilómetro de diámetro.

Las causas por las que se extinguieron los dinosaurios no están claras, pero la teoría actualmente más aceptada es que fue debido a las consecuencias del impacto hace aproximadamente 65 millones de años de un asteroide o cometa de 10 kilómetros de diámetro y que formó un cráter de 200 kms. El lugar del impacto se sitúa en el Golfo de México, cerca de la península de Yucatán. Un impacto meteorítico como el que supuso el fin de los dinosaurios, es capaz de causar una inmensa devastación. Un efecto inmediato es la ignición de fuegos en toda la superficie de la Tierra, provocados por las muy altas temperaturas inducidas en la atmósfera y por el impacto de millones de rocas al rojo vivo que se distribuirían a grandes distancias. Sin embargo, los efectos más devastadores serían a largo plazo, ya que el polvo y el humo producido por el colosal impacto serían inyectados en la atmósfera causando así, paulatinamente, la disminución de las temperaturas y una gran oscuridad. Un invierno global, en ausencia de procesos de fotosíntesis, podría ser causa de la desaparición de muchas especies por congelación e inanición. Otras consecuencias mortales del impacto serían la contaminación de la atmósfera y los océanos con la formación de grandes cantidades de compuestos ácidos, tales como ácido nítrico y nitroso. Estos ácidos deforestarían y destruirían los sistemas respiratorios de los animales y disolverían las conchas de los crustáceos. El bióxido de carbono producido por la desaparición de las conchas destruiría la capa de ozono en la estratosfera, lo que expondría la flora y fauna a una intensa radiación ultravioleta.

De ocurrir el impacto en un océano se producirían inmensos tsunamis en gran parte del planeta capaces de penetrar cientos de kilómetros tierra adentro arrasando islas y zonas bajas continentales. Finalmente, es posible que el impacto de un meteorito de este calibre induzca potentes erupciones volcánicas alrededor del mundo y contribuiría así, aún más, a la eliminación de especies.

-Impacto de Tunguska-

En tiempos recientes, el impacto más importante ocurrió en Siberia el 30 de junio del 1908, cuando una bola de fuego explotó cerca de la superficie de la Tierra en el valle del río Tunguska, destruyendo cerca de 2.000 km2 de bosques. El impacto fue devastador para la flora y fauna, aunque no dejó cráter alguno. Sin embargo, debido a lo escaso y aislado de la población de esta región, no debió causar muchos muertos y heridos. La historia quizás hubiese sido muy diferente de haber ocurrido el impacto unas pocas horas más tarde, sobre los cielos de San Petersburgo, Helsinki, Estocolmo o Oslo, dado que estas grandes ciudades se encuentran aproximadamente en la misma latitud que Tunguska y, por lo tanto, la rotación de la Tierra hubiese alterado la longitud del desastre y expuesto así a estas ciudades como posibles blancos del impacto.

 

-Efecto del meteorito de Tunguska si hubiese caído sobre Londres-

Si hoy se descubriese un asteroide o cometa que fuese a colisionar con la Tierra, la Humanidad no tiene medio alguno de evitarlo. Sólo si fuera muy pequeño, del orden de unas decenas o pocos centenares de metros, cabría plantearse la posibilidad de destruirlo mediante explosiones nucleares, o modificar su órbita empujándolo. El problema de los asteroides y cometas muy pequeños es que, precisamente su propia pequeñez, los hace muy difíciles de detectar hasta que ya están próximos a nosotros; por lo que aunque es posible que tengamos la tecnología suficiente para ello, al no existir ya un sistema de alerta preparado para responder inmediatamente, lo más probable es que no hubiese tiempo de organizarlo. Y hemos de contar que, a parte de las dificultades técnicas, las diferencias políticas entre los países, el habitual secretismo de los gobiernos, la desconfianza mutua y el gasto económico que algo así representaría para afrontar algo que siempre presentará cierto grado de incerteza, que es posible que pase o no; todo ello no haría más que retrasar la decisión de actuar. Si el objeto que se nos aproximase tuviese varios kilómetros de diámetro, como el que extinguió a los dinosaurios, no habría nada que hacer. Ni actualmente, ni en un futuro previsible tendremos la tecnología necesaria para evitarlo, pese a que las películas americanas sobre el tema nos hagan creer lo contrario.

Que la Tierra volverá a sufrir un impacto de consecuencias cataclísmicas, no es una hipótesis, es algo seguro. Lo que no sabemos es cuando sucederá, puede ser este año, el siglo que viene, de aquí a 10.000 años o más adelante aún. Vemos pues, que el cielo se desplomará algún día sobre nuestras cabezas, pero por ahora, mientras no tengamos los medios para impedirlo, lo único que podemos hacer es lo mismo que los galos de Asterix: confiar que eso no suceda mañana.

Marte

Marte

 

Marte es el cuarto planeta del Sistema Solar en orden de distancia al Sol, y el segundo más pequeño después de Mercurio. Es también el último de los planetas rocosos interiores. A partir de Marte los planetas son gigantes gaseosos.
Es fácilmente visible desde la Tierra, aunque su brillo varia notablemente según en qué punto de su órbita se encuentre respecto a nosotros, en promedio se encuentra a 83.000.000 km, pero cada treinta y dos años se aproxima hasta solo 48.000.000 km. Su color es marcadamente rojizo, y quizá por ello se le puso el nombre del dios romano de la guerra, al asimilar su color con el de la sangre. Hoy sabemos que el color obedece a la alta presencia de óxidos de hierro en su superficie.
Su diámetro es aproximadamente la mitad del terrestre, pero su periodo orbital (año marciano) es casi el doble del nuestro. Sin embargo tanto su periodo de rotación (día marciano) como la inclinación de su eje son prácticamente iguales a los de la Tierra: 24 horas 37 minutos dura el día marciano y 25’2º es la inclinación del eje, por lo que Marte, al igual que la Tierra, presenta ciclo de estaciones climáticas, aunque allí son casi el doble de largas debido a la mayor duración de su año.


LA ATMÓSFERA DE MARTE

La atmósfera de Marte es muy tenue, con una presión cien veces inferior a la terrestre. Está constituida por un 95% de dióxido de carbono, un 2’7% de nitrógeno y 1’6% de argón. Sólo hay trazas de oxígeno y de vapor de agua. Pese a su escasa densidad, la atmósfera marciana es capaz de generar vientos suficientemente fuertes para ocasionar gigantescas tormentas de polvo que, en ocasiones, pueden cubrir el planeta entero durante meses. Este polvo arrastrado por el viento es el principal agente de erosión, y además al permanecer en suspensión en la atmósfera le da al cielo su característico tono rojizo.


El campo magnético de Marte es muy débil y no es suficiente para proteger al planeta de los efectos del viento solar que, a lo largo del tiempo, ha llevado una especie de barrido de la atmósfera. Debido a ello y a su menor gravedad, al contrario que en la Tierra, la atmósfera de Marte ha escapado al espacio exterior lentamente, pero de forma continuada, especialmente los elementos más ligeros como el hidrógeno y el helio, pero también otros más pesados empujados por el viento solar. Otros elementos pesados acabaron por combinarse con el suelo, como el oxígeno que reaccionó con el hierro de la superficie dando lugar a los óxidos de hierro que le dan su color rojo. El argón es de origen volcánico y por ser un gas inerte fue acumulándose con el tiempo.
La temperatura es muy baja, hasta -120ºC, pero en el ecuador en verano pueden darse unos confortables 25ºC.

 

LOS CASQUETES POLARES

Las dos características más fáciles de observar de Marte, incluso desde la Tierra, son dos grandes manchas blancas situadas en las regiones polares. Son unas masas de hielo que crecen y retroceden en función de la estaciones, según sea invierno o verano en el hemisferio correspondiente. Cuando es invierno, al bajar la temperatura, el hielo queda cubierto por una capa de dióxido de carbono congelado.
La masa total de hielo del casquete polar Norte equivale a la mitad del hielo que existe en Groenlandia. En cien años de observación el casquete polar Sur ha desaparecido dos veces por completo, mientras el Norte no lo ha hecho nunca.


OROGRAFÍA DE MARTE

Aunque Marte, a diferencia de la Tierra, no tiene tectónica de placas, si ha tenido vulcanismo y la orografía marciana es muy irregular y variada. A los ya citados casquetes polares, hemos de añadir abundantes cráteres meteóricos -si bien no tantos como en Mercurio o la Luna-, cráteres volcánicos, campos de lava, cauces secos de ríos y dunas de arena, mesetas, valles, montañas y llanuras. En Marte se encuentran dos de los accidentes orográficos más espectaculares del Sistema Solar:
El Olimpus Mons, volcán extinguido de 26 km. de altura, tres veces más que el Everest, flanqueado por acantilados de más de 6 km de altura. La base del escudo cubre un área igual que media España; si alguien se encontrara en la cima del volcán y mirase hacia abajo no podría ver el final, ya que la pendiente llegaría hasta el horizonte.

-Olimpus Mons-
-Comparación Olimpus Mons con Francia-

 

Y el Valles Marineris, sistema de cañones en cuyo interior podría perderse 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. (como de Barcelona a Madrid) y una longitud de unos 4.000 km (más que el ancho de Estados Unidos de costa a costa).

-Valle Marineris-
-Comparación Valle Marineris con Estados Unidos-


También se han observado en la superficie de Marte, rasgos que demuestran que, en un remoto pasado, hubo sedimentación y erosión, ríos y mares. En otras palabras, que tuvo agua líquida en abundancia.


EL AGUA EN MARTE

Aunque los dos casquetes polares estén formados en gran parte por agua congelada, la baja presión atmosférica impide la existencia de agua líquida. Pero según algunos estudios en el pasado, con una atmósfera muy diferente, hace 4.300 millones de años, y durante 1.500 millones de años el planeta tuvo un extenso océano con un volumen mayor que el del Ártico, suficiente para cubrir todo el territorio marciano con 130 m de agua.
Se han detectado lechos de ríos secos, barrancos, depósitos aluviales, islas fluviales con la forma de lágrima típica de las islas que se forman en los cursos de ríos, y otras muchas evidencias de que en el pasado el agua líquida fluía en abundancia por la superficie marciana. El agua de la atmósfera marciana posee cinco veces más deuterio que el de la Tierra. Esta anomalía, también registrada en Venus, se interpreta como que los dos planetas tenían mucha agua en el pasado pero que acabaron perdiéndola, pues el agua de mayor peso tiene mayor tendencia a permanecer en el planeta y no perderse en el espacio.

Sin embargo aún puede quedar mucha agua Marte, oculta en el suelo congelado, lo que se conoce como permafrost, tipo de terreno habitual en Siberia y otras zonas frías de la Tierra, donde el agua se infiltra en el suelo y permanece congelada durante el invierno, para derretirse y aflorar en verano. Pero este ciclo no se da en Marte, ya que allí incluso los veranos son demasiado fríos.

 

LOS SATÉLITES DE MARTE

Marte posee dos pequeños satélites llamados Fobos y Deimos (nombres muy apropiados para los acompañantes del dios de la guerra, pues significan “miedo” y “terror”) descubiertos en 1877. Se cree que son dos asteroides capturados por la gravedad de Marte.
Fobos es el más grande y cercano a Marte, mide unos 28 km y dista 6.000 km de la superficie marciana. Presenta varios cráteres de impacto. La velocidad orbital de Fobos es muy alta, de poco más de 7 horas y media. En 1959 el astrónomo soviético Shklovski examinó el movimiento orbital de Fobos. Concluyó que su órbita estaba decayendo y apuntó que, si esto se le atribuía a la fricción con la atmósfera marciana, entonces el satélite debía tener una densidad excepcionalmente baja. En este contexto manifestó un indicio de que podía ser hueco y posiblemente de origen artificial. Esta interpretación desde entonces ha sido refutada por un estudio más detallado, pero el indicio aparente de implicación extraterrestre capturó a la imaginación pública. Ahora se opina que las fuerzas de marea crean una desaceleración en Fobos, perdiendo este velocidad orbital, lo que ocasionará su colisión con Marte dentro de unos 50 a 100 millones de años, o bien su desintegración y formación de un anillo alrededor del planeta.
Con un diámetro de unos 16 km, Deimos es más pequeño y alejado de Marte que Fobos. Posee cráteres, pero su superficie es notablemente más lisa que la de Fobos. Su composición, supuesta similar a la de ciertos asteroide y los núcleos cometarios extintos, plantea serias dificultades a los estudiosos que tratan de explicar su origen.


EXPLORACIÓN DE MARTE

Nuestro conocimiento de Marte experimentó un enorme progreso en la segunda mitad de la década de los 60 del siglo pasado, gracias a las sondas Mariner que consiguieron ponerse en órbita marciana y enviar muchas fotografías e información científica. Pero la primera nave en aterrizar y transmitir desde Marte fue la soviética Marsnik 3, que tocó la superficie en diciembre de 1971.
Desde entonces se han enviado numerosas naves de exploración que han conseguido “amerizar”, ya que Marte despierta un gran interés, tanto desde el punto de vista popular alentado por la ciencia-ficción, como desde el puramente científico. Efectivamente, Marte por su cercanía y por sus características físicas de gravedad, temperatura, etc. y por la existencia de una atmósfera y agua en relativa abundancia, es un astro mucho más “amable” y fácilmente colonizable que el resto del Sistema Solar, nuestra Luna incluida. Además, no hay que olvidar la no descartada posibilidad de que Marte hubiese tenido, o aún tenga, algún tipo de vida autóctono. Pero los marcianos, si alguna vez han existido, no habrán pasado de formas de vidas microscópicas o muy simples. No esperemos encontrar rastros de ninguna civilización de hombrecillos verdes.

-¿Una noticia sensacionalista?-
-La «cara» de Marte-
La Luna

La Luna

        

    La Luna es el único satélite de la Tierra. Con un diámetro de 3.475 km es el quinto satélite más grande del Sistema Solar, mientras que en cuanto al tamaño proporcional respecto de su planeta es el satélite más grande: un cuarto del diámetro de la Tierra y 1/81 de su masa1. Al tener menos masa, su gravedad es sólo un sexto de la terrestre.

       De hecho podríamos considerar al sistema Tierra-Luna como un planeta doble, en el que cada uno orbita alrededor de un centro de gravedad común. La consecuencia de esto es que la gravedad terrestre, por el efecto de marea, ha trabado gravitatoriamente a la Luna, de forma que su periodo de rotación coincide exactamente con el de traslación alrededor de la Tierra por lo que presenta siempre un mismo hemisferio hacía la Tierra, la cara visible. El otro hemisferio, la cara oculta, ha sido obviamente desconocido hasta la segunda mitad del siglo XX, en el que el desarrollo de la astronáutica permitió enviar sondas que lo fotografiaron. Así mismo, la Luna –y en menor medida, el Sol- produce efectos de marea en la Tierra, muy evidentes en los océanos, con subidas y bajadas del nivel del agua que, en algunos lugares, pueden ser bastantes metros. Un efecto asociado es que las mareas frenan a la Tierra en su rotación (pierde energía debido a la fricción de los océanos con el fondo del mar), y dado que el sistema Tierra-Luna tiene que conservar el momento angular, la Luna lo compensa alejándose, actualmente, 38 mm cada año, como han demostrado las mediciones láser de la distancia, posibles gracias a los retro-reflectores que los astronautas dejaron en la Luna. Al mismo tiempo, la duración del día terrestre va aumentando poco a poco.

 

ORIGEN DE LA LUNA

         El origen de la formación de la Luna es un interrogante que aún no ha sido contestado en forma completamente satisfactoria. Se han propuesto varias teorías alternativas, todas las cuales presentan tanto soluciones como dificultades a las dudas planteadas.

  • Teoría de la fisión: Sostiene que la Luna formó parte de la Tierra en los primeros tiempos de existencia de ésta y, por la fuerza centrífuga debida a la rotación, de alguna manera la Luna se separó y fue lanzada haca su órbita actual. Los análisis químicos de las rocas lunares no han permitido eliminar dicha posibilidad, pero hay muchas preguntas sin resolver en cómo se separaron Tierra y Luna y como ésta comenzó a girar alrededor de la primera.
  • Teoría de la co-formación: Según esta teoría la Tierra y la Luna se formaron conjuntamente en los inicios de la formación del Sistema Solar. A partir de la nube original de polvo cósmico, por la gravedad, se integraron dos cuerpos que, debido a su cercanía, persisten emparejados. No obstante, no explica como dos cuerpos de tamaño planetario se situaron a tan sólo 385.000 km. Tampoco puede explicar el momento angular del sistema Tierra-Luna.
  • Teoría de la captura: Otros científicos, apoyándose en diferencias entre las rocas lunares y las terrestres, sostienen que Luna debió formarse en otra zona del Sistema Solar, siendo luego capturada por la gravedad de la Tierra al pasar demasiado cerca de ésta. La principal dificultad de esta teoría es la improbabilidad de que un cuerpo del tamaño de la Luna se dirigiera hacia la Tierra y fuera atrapado por su campo gravitatorio en vez de estrellarse o, sencillamente, pasar de largo.
  • Teoría del impacto: Es la más aceptada actualmente. Un cuerpo del tamaño de Marte chocó con la Tierra en su primera época. El impacto proyectó al espacio gran cantidad de rocas, que se unieron para formar nuestro satélite. Los impactos gigantescos no eran infrecuentes en los primeros tiempos del Sistema Solar. Los modelos informáticos de una gran colisión a través de simulaciones computacionales concuerdan con las mediciones del momento angular del sistema Tierra-Luna, y el pequeño tamaño del núcleo lunar; a su vez demuestran que la mayor parte de la Luna proviene del impacto, no de la joven Tierra. La cuenca del océano Pacífico pudiera ser la cicatriz que dejó el impacto en la Tierra.

 

RELIEVE LUNAR

     Desde la antigüedad y hasta el siglo XVII, por razones filosóficas y teológicas, se pensaba que la Luna, al igual que el resto de los cuerpos celestes era un disco perfecto y perfectamente pulido, como un espejo. No obstante, era evidente que su superficie presentaba zonas claras y otras más oscuras, como si tuviese manchas. Esto se explicaba, también filosóficamente y teológicamente, argumentando que su proximidad a la Tierra hacía que se “contaminase” de la corrupción y el pecado que dominan nuestro planeta, y por eso tenía manchas.

     Fue Galileo quien, en 1609, mirando la Luna a través de un telescopio, vio que ésta tenia montañas y valles y zonas llanas que tomó por mares, por lo que aún hoy día seguimos denominándolos mares. También pudo observar que la superficie lunar estaba salpicada por multitud de cráteres y depresiones, como salpicaduras de viruela, que hoy sabemos que son los restos de impactos meteoríticos. Estos cráteres han permanecido prácticamente inalterados desde su formación dado que la ausencia de atmósfera y agua en la Luna hace que no haya erosión y, así como en la Tierra los cráteres de impacto acaban difuminándose en poco tiempo a escala geológica, en la Luna permanecen y se acumulan, a veces unos sobre otros.

    

Los mares son cuencas llanas, más bajas que las montañas circundantes, que en el transcurso de millones de años fueron llenándose con afloraciones del magma lunar que es de un color más oscuro, y con una espesa capa de polvo y rocas procedente de los impactos meteoríticos y de la permanente “lluvia” de polvo procedente del espacio. Con todo, es interesante remarcar que toda la superficie lunar en su conjunto es bastante oscura, de hecho su índice de reflexión de la luz es similar al del carbón. Actualmente la Luna es un mundo geológicamente muerto o casi. Los sismógrafos allí instalados han detectado unos 3.000 terremotos anuales, cuando en el mismo tiempo se producen cientos de miles en la Tierra. Además los terremotos lunares son de muy baja intensidad y se cree que en su mayoría están provocados por los efectos de marea ocasionados por la gravedad terrestre.

-Caras visible y oculta de la Luna-

     El desconocimiento de cómo era la cara oculta hizo que se especulara, a veces de forma muy fantasiosa, con si podría ser diferente a la visible. La duda quedó resuelta en 1959 cuando la sonda soviética Luna 3 rodeó el satélite y envió fotografías. La cara oculta es igual que la visible, aunque con menos mares y muchos más cráteres. Se ignoran las causas.

 

ÓRBITA DE LA LUNA

     El movimiento de todos los cuerpos celestes es complejo. Los planetas y satélites del Sistema Solar presentan, más allá de sus respectivos movimientos de rotación y traslación, diversas irregularidades y oscilaciones o balanceos.

     La Luna no es una excepción. Su órbita, como la de todos los astros, no es perfectamente circular si no que es elíptica con la Tierra en un foco, lo que hace que su velocidad angular varíe de un máximo en el perigeo a un mínimo en el apogeo y está inclinada unos 5º respecto al ecuador terrestre. Además está muy perturbada por la influencia gravitatoria de la Tierra, pero también del Sol e incluso de los demás planetas, por lo que sus oscilaciones y balanceos, aunque de poca entidad, son en extremo complejos. De hecho para calcular bien la posición de la Luna hay que tener en cuenta varios cientos de variables. Una consecuencia positiva de todo esto es que, en sus sucesivos balanceos, se puede observar parte de la cara oscura, de forma que en realidad la parte visible es más de la mitad, concretamente el 59%.

     La manifestación más notoria del movimiento de la Luna son sus fases. El hecho de que la Luna pase por fases se explica fácilmente en el hecho de que refleja la luz del Sol y, según en qué punto de su órbita esté con relación a nosotros y el Sol, veremos todo, una parte o nada de su superficie iluminada.

-Fases de la Luna-

Sin embargo esto no era tan evidente en la antigüedad donde, normalmente Sol, Luna y planetas eran dioses y todo lo que pasaba en los cielos tenía una explicación fantástica y mitológica. Así cuando la Luna entraba en la fase de menguante y acaba por desaparecer, la explicación usual era que estaba siendo tragada por alguna deidad maligna. Al poco renacía una Luna nueva, de ahí el nombre de la fase. Fueron los antiguos astrónomos griegos quienes se percataron que las fases de la Luna guardaban siempre una relación entre su posición y la del Sol y dieron la explicación correcta.

Otra consecuencia, ya mencionada, de las modificaciones inducidas en la órbita lunar por las mareas ocasionadas por la gravedad terrestre, es que nuestro satélite se está alejando casi 4 cm cada año, al tiempo que el día terrestre se va alargando poco a poco. En teoría, dicha separación debería prolongarse hasta que la Luna tardara 47 días en completar una órbita alrededor de nuestro planeta, momento en el cual nuestro planeta tardaría 47 días en completar una rotación alrededor de su eje, de modo similar a lo que ocurre en el sistema Plutón-Caronte. Sin embargo, la evolución futura de nuestro Sol puede trastocar este proceso. Es posible que al convertirse nuestra estrella en una gigante roja dentro de varios miles de millones de años, la proximidad de su superficie al sistema Tierra-Luna haga que la órbita lunar se vaya cerrando hasta que la Luna esté a alrededor de 18.000 kilómetros de la Tierra -el límite de Roche-, momento en el cual la gravedad terrestre destruirá la Luna convirtiéndola en unos anillos similares a los de Saturno.

-Entre la Tierra y la Luna caben 30 Tierras-

    Pero por el momento, la Luna está de nosotros a una distancia tal que, vista desde aquí, tiene el mismo tamaño aparente que el Sol. Eso ocasiona el extraordinario fenómeno de los eclipses de Sol, cuando la Luna se sitúa en medio de la línea Tierra-Sol, y proyecta su sombra sobre la superficie de la Tierra. Análogamente, cuando es la Tierra la que se interpone en la línea Sol-Luna, es nuestro planeta el que proyecta su sombra sobre ella, produciéndose entonces un eclipse de Luna, en el que ésta no llega a oscurecerse completamente, sino que se ve de color rojizo oscuro debido a que le alcanzan algunos rayos de luz refractados en la atmósfera terrestre. Sin embargo, como se ha dicho, la órbita lunar es elíptica, lo que quiere decir que no está siempre a la misma distancia de la Tierra, y cuando la posición de eclipse solar se produce estando la Luna algo más alejada de nosotros, lógicamente se ve un poco más pequeña y no llega a cubrir completamente el disco del Sol. Tenemos entonces un eclipse anular de Sol.

 

EXPLORACIÓN DE LA LUNA

     Es lógico que la Luna, por su proximidad, haya sido el astro más estudiado y el más explorado, una vez se tuvo tecnología aeroespacial. Son muy numerosas las naves que han sido enviadas a la Luna, bien a orbitarla o a posarse en ella, por lo que no vamos a entrar en detallarlas. Sólo recordar que la exploración lunar por medios de naves se inició a finales de los años 50 del siglo pasado y durante los los años 60. En esta exploración inicialmente fue la Unión Soviética quien llevaba la delantera, y suyas fueron las primeras naves que orbitaron la Luna –consiguiendo así las primeras imágenes de la cara oculta- y quien primero consiguió hacer alunizar un ingenio no tripulado. Al poco les adelantaron los norteamericanos quienes consiguieron la extraordinaria hazaña de enviar personas a Luna y hacerlas regresar ilesas.

     El programa estadounidense Apolo envió astronautas a la Luna en seis ocasiones. Luego, una vez ya conseguido el prestigio político y científico, el interés decayó y desde entonces no se ha vuelto a hacer. Es lamentable por muchas razones pero especialmente desde el punto de vista científico, ya que construir una base estable en la Luna nos permitiría avanzar enormemente en nuestro conocimiento sobre el Universo, especialmente si se construye en la cara oculta donde estaría libre de la contaminación lumínica y radioeléctrica de la Tierra. Una esperanza para que algún día esto sea realidad es el haber descubierto la existencia de agua en forma de hielo, oculta en lo profundo de cráteres a donde no llega nunca la luz del Sol. Son cantidades muy pequeñas de agua pero lo suficientemente significativas para facilitar la colonización lunar por un número reducido de personas, al no tener que transportar el agua desde la Tierra.


 

[1] Caronte, satélite de Plutón, aún es proporcionalmente más grande con respecto a Plutón que la Luna respeto a la Tierra. Ambos se han trabado mutuamente y se presentan siempre la misma cara el uno al otro, al estilo de unas pesas de halterofilia. Pero Plutón, actualmente, no es considerado un planeta.

La Tierra

La Tierra

 

La Tierra es, por cercanía al Sol, el tercer planeta del Sistema Solar. Tiene una característica que, no por evidente y conocida, debemos dejar de remarcar ya que es asombrosa. Esto es que, hasta donde sabemos, es el único planeta que alberga vida. Es muy posible que existan otros muchos planetas con vida, quizá millones, pero no lo sabemos con certeza. Así que, hoy por hoy, sólo podemos afirmar que la Tierra es el único planeta con vida en el Universo. Y sólo por esto la Tierra es un astro extraordinario y único.
Pero vamos a centrarnos en sus características desde el punto de vista astronómico, y veremos que algunas de ellas son muy peculiares y decisivas para permitir la existencia de la vida.


ORIGEN DE LA TIERRA

La Tierra se formó, más o menos simultáneamente a los demás planetas, hace unos 4.500 millones de años a partir de la nebulosa solar, una masa en forma de disco compuesta del polvo y gas remanente de la formación del Sol. Este proceso de formación de la Tierra a través de la acreción tuvo lugar mayoritariamente en un plazo de 10-20 millones de años.
En sus primeros millones de años era una masa de materiales incandescentes sobre la que impactaban numeroso meteoritos y cometas, impactos que eran mucho más frecuentes en los inicios del Sistema Solar que en la actualidad. Estos objetos aportaban nuevos materiales rocosos y metálicos, así como hielo. Poco a poco los materiales fundidos se fueron distribuyendo según su densidad: en el centro los más pesados, mayormente hierro y níquel, después un magma de rocas fundidas cuya capa más externa de menor densidad, una vez se hubo enfriado lo suficiente, formó una corteza sólida que contribuye a ralentizar dicho enfriamiento. Los gases que se escapaban a través de esta corteza y la actividad volcánica produjeron la atmósfera primordial. El vapor de agua que también escapaba por la corteza, cuando se enfrió, formó los océanos a lo que posiblemente contribuyeran también los múltiples cometas y otros cuerpos que colisionaban con la Tierra.


FORMA Y ÓRBITA DE LA TIERRA

La Tierra no es una esfera perfecta. La rotación sobre su eje ocasiona que en el ecuador sea más fuerte la fuerza centrífuga, y en consecuencia está un poco achatada en los polos y presenta un ligero abultamiento en el ecuador. El diámetro ecuatorial es 43 km más largo que el de los polos. Mediciones muy precisas han evidenciado diversas irregularidades en la forma aunque a escala global son muy pequeñas, menores incluso que las toleradas para las bolas de billar.
La Tierra orbita a una distancia media del Sol de 150 millones de km. Se encuentra, por tanto, en el centro de la “zona de habitabilidad” del Sol que va desde Venus a Marte. La duración de esta órbita es de 365’2564 días. Esta fracción de 0’2564 tiene gran importancia en el funcionamiento de los calendarios.

El eje de rotación está inclinado algo más de 23º con respecto al plano orbital. Debido a esta inclinación del eje de la Tierra, la cantidad de luz solar que llega a un punto cualquiera en la superficie varía a lo largo del año. Esto ocasiona los cambios estacionales en el clima, siendo verano en el hemisferio norte ocurre cuando el Polo Norte está apuntando hacia el Sol, e invierno cuando apunta en dirección opuesta. Durante el verano, el día tiene una duración más larga y la luz solar incide más perpendicularmente en la superficie. La misma situación, pero invertida, se da en el hemisferio sur.
La orientación del eje de la Tierra cambia con el tiempo, en forma similar a como lo hace una peonza. Este movimiento, llamado precesión, tiene un ciclo de una duración de 25.800 años al que hay que añadir otro ligero movimiento irregular llamado nutación con un periodo de 18’6 años. Ambos movimientos son causados por la atracción variante del Sol y la Luna sobre el abultamiento ecuatorial de la Tierra.


EL CAMPO MAGNÉTICO

La Tierra posee un campo magnético de intensidad relativamente elevada. El núcleo de hierro gira un poco más rápido que el resto del planeta y el calor crea movimientos de convección en materiales conductores, generando corrientes eléctricas. Estas corrientes inducen a su vez el campo magnético de la Tierra.
El campo magnético nos protege de la mayor parte de los perjudiciales efectos de las partículas del viento solar. La colisión entre el campo magnético y el viento solar forma los cinturones de radiación de Van Allen, un par de regiones concéntricas formadas por partículas cargadas muy energéticas. Cuando el plasma entra en la atmósfera de la Tierra por los polos magnéticos se crean las auroras polares.


TRES PECULARIEDADES DE LA TIERRA

Desde el punto de vista astronómico y geológico, la Tierra tiene tres singularidades que la distinguen del resto de astros conocidos y que han tenido una decisiva influencia en la evolución de nuestro planeta y de la vida en él.

LA LUNA
Que un planeta tenga un satélite no es algo extraño, pero que ese satélite sea tan grande respecto a su planeta como lo es la Luna respecto a la Tierra, si es inusual. Salvo el sistema Plutón-Caronte, nuestro planeta es el único caso en que esto pasa. Pero esto lo veremos más en detalle cuando hablemos de la Luna.
Según algunas hipótesis es posible que la existencia de la Luna haya tenido una influencia decisiva en la evolución de la vida. Que la etología de animales y plantas, o al menos de algunos, esté influida por la Luna no tiene nada de sorprendente, pues se han ido adaptando a su existencia a lo largo de millones de años. Lo que estas hipótesis plantean es que, si la Luna no hubiese existido, la vida en la Tierra tal vez nunca hubiera evolucionado o lo hubiese hecho a un ritmo mucho más lento.
Debido a su tamaño tan grande comparado con el de la Tierra, la Luna tiene una gran influencia sobre la misma, principalmente debido a las mareas. Hace tiempo se propuso que la génesis de la vida se podría haberse facilitado debido a las mareas. Sin las mareas es concebible que las oscilaciones entre periodos glaciares e interglaciares fueran menores. Estas oscilaciones han ayudado a la emigración de plantas y animales y a la especiación de los mismos. Después de todo, las mareas ayudan a mover las aguas cálidas de los trópicos hacia otras regiones más frías. Otro efecto sería que esta transferencia de calor mitigue las fluctuaciones climáticas.
Otra cosa que se ha venido discutiendo es el papel de las mareas en la aparición de la misma vida. Vida que surgiría solamente 700 millones de años después de formarse la Luna. Antes se creía que el flujo mareal en las orillas oceánicas podría haber concentrado la “sopa primitiva”, y que el papel de las mareas tuvo que ser escaso si la vida se originó alrededor de las chimeneas hidrotermales, pero muy importantes si se originó en la zona intermareal. El problema es concentrar la disolución de las biomoléculas primitivas (¿ARN?) mediante algún mecanismo. Una manera de hacerlo es arrojar agua cargada con estas moléculas a las rocas y dejar que se evapore al retroceder la marea. En aquella época debía de haber mareas muy pronunciadas con un ciclo de 6 horas que liberasen y cubriesen grandes extensiones de costa de kilómetros de anchura. Según algunos investigadores esto produciría las condiciones necesarias para que los ácidos nucleicos se ensamblaran de manera más compleja. De todos modos, cómo de ligado está el origen de la vida con las mareas es algo que no se sabe de seguro. Algunos expertos opinan que la vida hubiera surgido de todos modos en ausencia de mareas y de Luna. Con todo en una región intermareal rocosa está claro que hay una presión evolutiva proveniente de cambios en el ambiente en una escala espacial pequeña. Sin la Luna el ambiente marino sería menos rico en términos de diversidad de especies.
Otro posible efecto que produce la Luna sobre la Tierra es que estabiliza el eje de giro de ésta. En ausencia de nuestro satélite, la influencia gravitatoria de los demás planetas, particularmente Júpiter, haría que el eje de giro de la Tierra oscilase de forma excesivamente brusca y rápida (en términos geológicos), dificultando la evolución de la vida por las inestabilidades climatológicas pronunciadas.

TECTÓNICA DE PLACAS
La litosfera es la porción externa más fría y rígida de la Tierra. Esta rigidez no es absoluta en el sentido de que no forma una unidad compacta, si no que está fracturada en diversas partes o placas de tamaños diversos que se empujan, rozan y chocan entre sí. Así como en varios planetas o satélites del Sistema Solar se ha comprobado que hay vulcanismo activo, o lo hubo en el pasado, la tectónica de placas solo se da, que sepamos, en la Tierra.
La teoría de la tectónica de placas tiene su origen en la teoría de la deriva continental, propuesta por el geofísico alemán Alfred Wegener a principios del siglo XX con la que pretendía explicar el hecho de que los contornos de los continentes encajaban entre sí lo que sugiere que en el pasado estuvieron unidos.
La causa del movimiento de las placas es el corrientes convectivas que suceden en el manto de manera que los materiales más calientes pesan menos y ascienden, y los materiales más fríos son más densos, pesados y descienden. En las dorsales oceánicas (elevaciones submarinas situadas en la parte media de los océanos de la Tierra) se forma una nueva corteza oceánica mediante la actividad volcánica y el movimiento gradual del fondo alejándose de la dorsal. Esta nueva corteza que va surgiendo a un ritmo de 2’5 cm/año, empuja las placas que acaban colisionando unas con otras produciendo plegamientos de la corteza que conforman las cordilleras. Las fricciones en las zonas de colisión también es el origen de terremotos y volcanes.

Aunque son motivo de controversia, hay razones para pensar que la tectónica de placas ha tenido una importante influencia en el desarrollo y evolución de la vida terrestre. La corteza está en un proceso de regeneración constante, en las dorsales oceánicas surge corteza nueva que acaba sumergiéndose de nuevo hasta el manto, donde vuelve a ascender repitiendo el ciclo. Este proceso aporta continuamente minerales que, por la erosión del agua, llega a los océanos y nutre a los organismos marinos. Estos procesos también llevan carbono dentro y fuera del interior del planeta, regulando la cantidad de dióxido de carbono en la atmósfera, un gas con efecto invernadero: el carbonato se sedimenta en el fondo marino sobre una placa tectónica que queda bajo subducción, llevando el carbono al interior de la Tierra. Entonces, los volcanes escupen el carbono de vuelta a la atmósfera en forma de dióxido de carbono.


Aunque la influencia de los movimientos de las placas en la evolución de la vida es objeto de controversia, más polémica aún es la teoría simétrica: que es la vida la que influye en la dinámica de las placas. Esta idea se engloba dentro de la Hipótesis Gaia expuesta por el químico James Lovelock en 1979, según la cual son los propios organismos vivos quienes se encargan de autorregular las condiciones del planeta tales como la temperatura, composición química de la atmosfera y salinidad de los océanos, de forma que estas se mantengan favorables para el desarrollo de la vida.
En el caso de la tectónica de placas, sabemos qué hace 3.500 millones de años la atmósfera era muy diferente de la actual, con ausencia de oxígeno y elevadas concentraciones de dióxido de carbono. Aparecieron entonces plantas marinas primitivas que toleraban del dióxido de carbono y más tarde lo utilizaban, absorbiendo el carbono y liberando el oxígeno. Fueron evolucionando formas de vida de complejidad creciente, cuyos caparazones formaron las rocas calizas. El dióxido de carbono incorporado en los caparazones quedo atrapado en las rocas calizas y, por tanto, redujo su concentración en la atmósfera disminuyendo su efecto invernadero. Si la atmósfera hubiera mantenido la elevada concentración de dióxido de carbono, gran parte de la energía solar no se habría perdido, la temperatura de la Tierra habría aumentado y, pasado cierto tiempo, los océanos se habrían evaporado. Pero, a medida que dicho gas iba quedando almacenado en las capas de caliza, los océanos consiguieron sobrevivir y enfriaron la lava que surgía de las dorsales oceánicas. La materia se enfrió y, gracias al aumento de densidad conseguido, se pudo hundir en las zonas de subducción, donde habría de ser fundida de nuevo y utilizada una vez más.
La materia que se hundía, arrastraba consigo también parte del oxígeno que previamente había sido liberado por las plantas. El oxígeno modificó la composición química del manto, variando la densidad de sus capas, lo que facilitó el movimiento convectivo del magma.

EL AGUA
Nuestro planeta más que llamarse Tierra debería llamarse Agua, ya que más del 70% de su superficie son mares y océanos. El agua es una substancia muy abundante en el Universo, pero normalmente se encuentra congelada, en forma de hielo. Sin embargo en la Tierra tenemos abundancia de agua líquida, cosa inusual ya que en todo el Sistema Solar no se da en ningún otro sitio, salvo tal vez en Europa, uno de los satélites de Júpiter. Se sospecha que en Europa puede haber un océano aún mayor que los de la Tierra, pero en todo caso se encuentra bajo una capa de hielo de kilómetros de espesor y tampoco hay certeza de su existencia.
De todos es sabida la fundamental importancia del agua líquida para la existencia de la vida. Pero cabría preguntarse ¿por qué es tan importante el agua para la vida? ¿Qué tiene de especial el agua? El agua tiene tres características que le confieren su singularidad trascendental para la vida, pero esto lo veremos en una exposición específica sobre el agua.


 

Venus

Venus

 

 

Venus es el segundo planeta del Sistema Solar más cercano al Sol. Al igual que Mercurio carece de satélites y, también al igual que Mercurio, su proximidad al Sol hace que su observación desde la Tierra sólo pueda efectuarse hasta unas tres horas después de la puesta del Sol o tres horas antes de su salida. Sin embargo, así como la observación de Mercurio es muy difícil y puede pasar fácilmente desapercibido, Venus es muy fácil de ver –dentro del “horario” en que ello es posible-. Se debe esto a que, aunque está el doble de lejos del Sol que Mercurio y, por tanto, recibe menos luz de éste, por ese mismo motivo está más cerca de nosotros y lo podemos ver mejor. De hecho es el astro que más se nos acerca, si no consideramos la Luna y algún que otro meteorito o cometa ocasional. También es bastante más grande que Mercurio y su superficie reflectora es mayor. Además tiene una atmósfera muy densa que refleja mucha más luz que la oscura superficie sin atmósfera de Mercurio. Todo esto hace que Venus sea, tras el Sol y la Luna, el astro más brillante del firmamento, hasta el punto de producir sombras en circunstancias favorables.

-Estrellas matutinas/vespertinas-

El gran brillo de Venus es quizá el motivo por el que los romanos lo bautizaron con el nombre de su diosa de la belleza. También es conocido como lucero del alba o lucero de la tarde, porque su resplandor hace que en muchas ocasiones sea la primera “estrella” que se ve cuando el Sol se está poniendo, o la última en desaparecer al amanecer; pudiendo ser visto incluso a plena luz del día.
Su tamaño es casi igual al de la Tierra, 12.100 kms. por 12.750 kms. La masa es algo superior al 80% de la terrestre, y tanto la densidad como la gravedad son ligeramente inferiores a las de la Tierra. Todo esto hizo que se le considerara un planeta gemelo al nuestro, añadido al hecho de que se encuentra dentro del cinturón de la vida del Sol, es decir de la zona dentro de la cual es posible la existencia de agua líquida. Además de Venus y la Tierra, también Marte se encuentra en esta zona.
El examen por telescopio de Venus sólo permitió observar que estaba rodeado en su totalidad por una espesa capa de nubes que impedían ver su superficie. Las características tan similares entre la Tierra y Venus, el que también se encontrase en el cinturón de la vida y el que tuviese una atmósfera nubosa tan densa, alimentó durante bastante tiempo especulaciones sobre la posibilidad de que existiese vida, incluso altamente evolucionada. Se dio por supuesto que las nubes eran de agua y que su espesor evitaba el sobrecalentamiento de Venus por su cercanía al Sol, reflejando gran parte de la energía que recibía de éste, al tiempo que permitían la existencia de océanos. Muchos dieron por verosímil que Venus poseyera un ambiente húmedo y cálido, con exuberantes junglas llenas de vegetación y grandes animales semejantes a los dinosaurios y unos enormes océanos plagados de vida marina. Algún autor de ciencia ficción fantaseó con avanzadas civilizaciones venusianas, que nosotros no podíamos detectar a causa de las nubes y que, por el mismo motivo, vivían ignorantes del universo existente más allá de su atmósfera.
La realidad, como ahora veremos, ha resultado ser muy diferente.


LA ATMÓSFERA DE VENUS

El primer indicio de esta realidad se produjo a mediados de los años 50 del siglo XX, cuando los astrónomos estudiaron las microondas radiadas por el lado oscuro de Venus y llegaron a la conclusión de que dicho lado debía tener una temperatura muy por encima del punto de ebullición del agua.
Esta conclusión resultó tan sorprendente que no se aceptó definitivamente hasta que en los años 60 pudo enviarse la sonda Mariner II que se aproximó hasta 36.000 kms de Venus, y que llevaba instrumental específico que la confirmó.

-Atmósfera superior de Venus-

La atmósfera de Venus está formada por un 96 % de dióxido de carbono y un 3% de nitrógeno. Los soviéticos descubrieron que sólo el 2 o 3% de la energía solar que incide sobre las nubes del planeta llega a la superficie, y que muy poca de la radiación infrarroja vuelve al espacio. La enorme cantidad de dióxido de carbono de la atmósfera provoca un fuerte efecto invernadero que eleva la temperatura de la superficie del planeta hasta cerca de 460 °C en el ecuador. Esto hace que Venus sea más caliente que Mercurio, a pesar de hallarse a más del doble de la distancia del Sol que este y de recibir solo el 25% de su radiación solar. La temperatura superficial media de Venus es más que suficiente para derretir el estaño y el plomo y hacer hervir el mercurio.
La atmósfera es sorprendentemente densa: la presión atmosférica de Venus es 90 veces superior a la terrestre, equivalente a la que hay a un kilómetro bajo el agua. En las capas superiores de las nubes los vientos pueden alcanzar los 350 km/h siendo muy suaves en la superficie, pero su elevada densidad hace que aún los vientos más débiles contengan la potencia de un huracán.
La capa principal de nubes tiene un grosor de 3 km y se encuentra a unos 45 sobre la superficie. Esta capa está formada básicamente por vapor de agua con cierta cantidad de azufre, y por encima de la capa principal de nubes se encuentra otra formada por ácido sulfúrico. Esto implica que en Venus llueve, pero no agua, sino una supercorrosiva lluvia de ácido sulfúrico.
Las altas temperaturas, presión y la lluvia ácida hacen que Venus, lejos de ser aquel planeta exuberante de vida que se supuso en un principio y, pese a tener el nombre de la diosa de la belleza y el amor, sea más parecido a la imagen que tenemos del infierno. Un planeta tremendamente inhóspito, difícilmente explorable y mucho más difícil de colonizar, posiblemente sea uno de los últimos sitios del Sistema Solar donde los humanos podamos asentarnos.


GEOLOGÍA DE VENUS

El interior de Venus es probablemente similar al de la Tierra: un núcleo de hierro de unos 3000 km de radio, con un manto rocoso que forma la mayor parte del planeta. Sin embargo su campo magnético es muy débil, Esto se puede deber a su lenta rotación, insuficiente para formar el sistema de “dinamo interno” de hierro líquido. Se cree que Venus tuvo originalmente tanta agua como la Tierra pero que, al estar sometida a la acción del Sol sin la protección de un campo magnético, el vapor de agua en la alta atmósfera se disocia en hidrógeno y oxígeno, escapando el hidrógeno al espacio por su baja masa molecular. El oxígeno permanece conformando el dióxido de carbono atmosférico.
Se piensa que Venus no tiene placas tectónicas móviles como la Tierra, pero si ha tenido una intensa actividad volcánica que enterró gran parte del planeta en flujos de lava, y que ha sido el origen del dióxido de carbono de la atmósfera. Otros descubrimientos recientes sugieren que Venus todavía está volcánicamente activo. Lo que sí que son prácticamente inexistentes son los cráteres de origen meteórico, cosa nada sorprendente dada su densa atmósfera.


La orografía de Venus es similar a la de la Tierra, tiene dos mesetas principales a modo de continentes, elevándose sobre una vasta llanura. La meseta norte se llama Ishtar Terra y contiene la mayor montaña de Venus (aproximadamente dos kilómetros más alta que el monte Everest), llamada montes Maxwell. Ishtar Terra tiene el tamaño aproximado de Australia. En el hemisferio sur se encuentra Aphrodite Terra, mayor que la anterior y con un tamaño equivalente al de Sudamérica. Una zona llamada Beta Regio podría ser la mayor extensión volcánica del Sistema Solar.


LA ÓBITA DE VENUS

La órbita de Venus es la más parecida a una circunferencia, con una excentricidad inferior a un 1%.
Los periodos orbital y de rotación de Venus están sincronizados de manera que siempre presenta la misma cara del planeta a la Tierra cuando ambos cuerpos están a menor distancia. Esto podría ser una simple coincidencia pero, aunque todavía no se comprende del todo, existen especulaciones sobre un posible origen de esta sincronización como resultado de efectos de marea afectando a la rotación de Venus cuando ambos cuerpos están lo suficientemente cerca.
El eje de rotación es muy vertical, con una inclinación de sólo 3’4º. Dado que el periodo de rotación es de 243 días y el orbital alrededor del Sol de 225, significa que los días venusianos duran más que sus años.
Pero lo verdaderamente llamativo y misterioso del movimiento de Venus es el sentido de su rotación que es retrógrada, es decir que va al revés que el resto de los planetas, de forma que el Sol sale por el oeste y se pone por el este. Los motivos de este anómalo movimiento no se conocen.


 

Newton

Newton

INTRODUCCIÓN

Desde mediados del siglo XIV hasta finales del XVII se produjo en Europa la denominada “revolución científica”, caracterizada por la ruptura y superación de la tradición científica heredada del mundo clásico y medieval. Por primera vez en más de mil años se producían avances científicos que superaban cualitativamente los conocimientos griegos. En el ámbito de las matemáticas los logros fueron espectaculares. El uso generalizado del sistema de numeración indio-arábigo y el desarrollo del sistema decimal proporcionaron una potencia de cálculo numérico que los griegos jamás tuvieron. El álgebra, debida básicamente a los matemáticos árabes, y la geometría analítica, invención de Descartes, supusieron una auténtica revolución.
La facilidad para el cálculo allanó el camino a otro de los cambios científicos fundamentales: la creciente importancia de lo cuantitativo, frente al tradicional predominio de lo cualitativo. Frente a las puras disquisiciones teóricas basadas en el respeto a la autoridad de los clásicos, se empezó a valorar la necesidad de que los desarrollos teóricos fuesen avalados por datos experimentales.
Justamente en este periodo de convulsión científica, nos encontramos la figura de Isaac Newton. De personalidad compleja y difícil y en ocasiones infame, es no obstante considerado por muchos el mayor genio científico de todos los tiempos. El sistema del mundo que Newton edificó dominó el panorama científico hasta que la teoría de la relatividad de Einstein tomó el relevo. Pero la física newtoniana, salvo cuando los objetos se mueven a velocidades cercanas a la luz o en la cercanía de masas enormes de materia, es indistinguible de la de Einstein, por lo que afectos prácticos, son las ideas y ecuaciones de Newton las que usamos cotidianamente.
En matemáticas Newton desarrolló lo que hoy denominamos “cálculo infinitesimal”, que abarca conceptos tales como derivada, integral o límite que, sin duda, se trata de la herramienta matemática más potente que para el estudio de la naturaleza se haya inventado jamás.
Son célebres sus experimentos en óptica con prismas, que le permitieron mostrar que la luz blanca no es homogénea si no que está compuesta por rayos de color.
En física y astronomía, su contribución fue todavía más espectacular. Cuando Newton entró en escena, la física celeste y la terrestre eran asuntos distintos. Nadie pensaba que las reglas que rigen el movimiento de los planetas fuesen las mismas que las que guían la trayectoria de una bala de cañón. En su obra cumbre, los Principia, Newton mostró que las leyes de la física necesarias para explicar ambos movimientos son las mismas. Su sistema del mundo daba también razón de fenómenos que, como las mareas, nunca antes habían sido explicados. También ideó y construyó un nuevo tipo de telescopio, que usaba espejos en lugar de lentes, que le valió su entrada como miembro de la Royal Society, de la que fue nombrado presidente en 1703.

 

BIOGRAFÍA

En 25 de diciembre de 1642, el mismo año de la muerte de Galileo, nació Isaac Newton en Woolsthorpe, Inglaterra. Esto según el calendario juliano, vigente entonces en Inglaterra. Según el calendario gregoriano, vigente en el resto de Europa, el nacimiento se produjo el 4 de enero de 1643.
Newton fue hijo póstumo y único de un labrador también llamado Isaac. Su madre se volvió a casar con un pastor anglicano cuando Newton tenía tres años. Su padrastro llevó a vivir con él a su esposa, pero no así al pequeño Isaac que quedó al cuidado de su abuela materna. Estos hechos marcaron fuertemente la personalidad de Newton. La figura del padre desaparecido fue ocupada por la de Dios Padre y acabó llevándolo a una búsqueda de la verdad a través de la ciencia o la teología. Esto haría más entendible la agresividad que mostró toda su vida ante las críticas, por mínimas que fueran y los enormes retrasos en publicar sus descubrimientos. Por otro lado, el abandono de la madre lo hizo extremadamente susceptible ante cualquier acto que pudiera interpretarse como desposeerlo de lo que le pertenecía.
Cuando su madre enviudó de nuevo, regresó a casa con los tres hijos que tuvo con su segundo marido y las relaciones familiares se volvieron tensas, agravadas por la poca disposición de Newton a las tareas en una granja. En el colegio no caía bien a sus compañeros porque les superaba en ingenio y rapidez mental. El único romance que se le conoce con una mujer, fue cuando tenía doce años, y medio se enamoró de otra niña amiga de la misma edad. No tuvo otra relación amorosa con ninguna mujer en toda su vida.
En 1661 ingresó en el Trinity College de la universidad de Cambridge. Tras tres años de estancia la universidad cerró a causa de una epidemia de peste. Newton regresó a Woolsthorpe, donde permaneció durante veinte meses. Estos casi dos años que pasó en su casa son conocidos como anni mirabiles, pues durante ellos fue cuando sentó las bases del cálculo infinitesimal, la mecánica, la gravitación, la teoría de los colores y el binomio de Newton, entre otros logros. A los ocho años de estancia en Cambridge se le concedió la catedra lucasiana de matemáticas.
En 1693, en sus últimos años en Cambridge, sufrió una profunda crisis mental, llegando a desear la muerte de algunos conocidos suyos. El origen de esta crisis pudiera deberse a una intoxicación por la inhalación de vapores de mercurio acumulada a lo largo de sus experimentos alquímicos. Sea como fuere, desde entonces ya no hizo ninguna investigación ni aportación científica de importancia.
En 1696 es nombrado director de la Casa de la Moneda (algo así como Ministro de Hacienda), cargo en el que si implicó con toda su capacidad. Entre sus deberes estuvo la persecución de falsificadores y otros delincuentes. La extensa red de confidentes y espías que logró establecer le llevó a tener informantes en cualquier sitio, desde los bajos fondos a las cárceles. Su meticulosa labor llevó a la horca a más de un falsificador.
Newton murió rico y famoso en 1727. Sus restos están enterrados en la abadía de Westminster.


PRINCIPIA MATHEMATICA

-Formula gravitación universal-

En 1687 se publica Philosophiae naturalis Principia mathematica, más conocida como simplemente Principia, su obra más importante. En ella presenta la gravitación como una fuerza siempre atractiva que actúa en todos los cuerpos en forma directamente proporcional a sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que les separa.

Esta fórmula cuantifica la Ley de la Gravitación Universal 1. Aquí la palabra importante es “Universal” ya que, según Newton, no había diferencias entre las leyes físicas terrestres y las celestiales. La fuerza que hacía moverse los planetas era la misma que hacía caer los objetos en la Tierra. Todos los objetos con masa se atraen entre sí obedeciendo esta fórmula. Revela el por qué los planetas se mueven obedeciendo las leyes de Kepler y también otros fenómenos hasta entonces sin explicación, como las mareas. Y predice que la Tierra tenía que estar algo achatada en los polos y alargada en el Ecuador, cosa que se confirmó en las primeras décadas del siglo XVIII con unas expediciones a Laponia y Perú, financiadas por la Academia de las Ciencias de París.
En Principia, Newton también introdujo el concepto de masa de un objeto como algo distinto a su peso, estudia la mecánica de fluidos de un cuerpo sólido en movimiento en el interior de un medio líquido, y expone sus famosas tres leyes acerca del movimiento de los cuerpos:


1. Todo cuerpo persevera en su estado de reposo o de movimiento uniforme y rectilíneo a no ser que sea obligado a cambiar su estado por fuerzas externas.
2. El cambio de un movimientos es proporcional a la fuerza ejercida sobre el objeto y ocurre según la línea recta a lo largo de la cual aquella fuerza se ejerce (que se resume en la conocida fórmula F= m·a )
3. Con toda acción ocurre siempre una reacción igual y contraria; las acciones mutuas de dos cuerpos siempre son iguales y dirigidas en direcciones opuestas.

La difusión de los Principia generó la admiración del mundo científico, pero también las críticas. La más seria era que Newton no podía explicar que era exactamente la gravedad y el aparente absurdo de una fuerza que actuaba a distancia, sin necesidad de que los cuerpos estuvieran en contacto. La explicación tuvo que esperar hasta que Einstein expuso su Teoría de la Relatividad.


NEWTON Y LAS MATEMÁTICAS

Se atribuye a Newton el “teorema del binomio” o “binomio de Newton” que es una fórmula que proporciona el desarrollo de la potencia n-ésima. Pero de todos los descubrimientos matemáticos de Newton el más importante es, sin duda, el cálculo infinitesimal (al que Newton denominó “cálculo fluxional”), cuyos conceptos básicos son la derivada y la integral.
En términos generales, la derivada (“fluxión”, según Newton) es una medida de cómo varían los valores de una función con respecto al valor que toman las variables. Por ejemplo, si tenemos una función que describe la posición de un objeto en cada instante de tiempo, la derivada de esa función describirá cómo varía la posición del objeto a medida que varía el tiempo, es decir: su velocidad. La integral mide el área generada por una función, pero además se puede utilizar para calcular volúmenes, longitudes o centros de gravedad.
Newton había descubierto los principios de su cálculo diferencial e integral hacia 1665-1666, pero también simultáneamente fue desarrollado por el matemático alemán Gottfried Leibniz. Newton y Leibniz protagonizaron una agria polémica sobre la autoría del desarrollo de esta rama de la matemática. Los historiadores de la ciencia consideran que ambos desarrollaron el cálculo independientemente, si bien la notación de Leibniz era mejor –y la que básicamente se usa hoy-, la formulación de Newton se aplicaba mejor a problemas prácticos. La polémica dividió aún más a los matemáticos británicos y continentales. Aunque Newton fue el primero en descubrir y desarrollar su cálculo, fue Leibniz quien lo publicó antes. Leibniz pasó el resto de su vida tratando de demostrar que no había plagiado a Newton, pero al final la autoría se la llevó éste último según dictamen de la Royal Society, si bien no parece que fuese una decisión muy limpia dado que Newton abusó de su influencia en la Society.
No vamos a profundizar aquí en detalles del cálculo diferencial e integral, pero si hay que remarcar que muy pronto demostró una eficacia sorprendente para resolver complicados cálculos de áreas, máximos y mínimos, inversos de tangentes y otros muchos problemas que hoy se aprenden a resolver en bachillerato.


APORTACIONES EN ÓPTICA

Después de los Principia, el otro gran libro científico newtoniano es Óptica, o tratado sobre las reflexiones, refracciones, inflexiones y colores de la luz. Fue publicado en 1704, si bien sus investigaciones en este campo acabaron hacia 1670, es decir más de treinta años antes. Es otro ejemplo del poco interés que a veces manifestó Newton en publicar sus trabajos.
Newton empezó a experimentar con prismas para estudiar la luz durante sus anni mirabiles. El primer experimento consistió en hacer pasar por un prisma un solitario rayo de sol. Tras posteriores refinamientos para descartar defectos del prisma o del propio experimento, llegó al convencimiento de que la luz blanca no era homogénea, sino que estaba conformada por una mezcla de luz de todos los colores. En otro experimento posterior intervenían dos prismas, a través de los cuales pasaban los rayos de luz solar.

El primer prisma descomponía la luz blanca solar, y usando el segundo prisma Newton mostró que la luz de color uniforme no volvía a dispersarse en otros colores, descartando así que su causa estuviese en el propio prisma. En un tercer experimento colocó en línea varios prismas y, al desplazar la pantalla sobre la que incidían los rayos, los colores de uno y otro prisma se mezclaban y producían de nuevo una luz de color blanco.

Su experiencia en el manejo de prismas y herramientas ópticas le permitieron diseñar y construir con sus propias manos un nuevo tipo de telescopio: el telescopio reflector. Los construidos hasta ese momento eran refractores, esto es, hacían aumentar la imagen haciéndola pasar a través de una lente convexa, el objetivo, y recogiéndola al final del tubo por una lente ocular. Newton prescindió de las lentes y las substituyó por espejos, uno de ellos parabólico. Su telescopio mejoraba las prestaciones de los refractores, que deformaban la imagen en los extremos y presentaban aberración cromática. El telescopio reflector le valió el ingreso en la Royal Society en 1672.

-Telescopio refractor-
-Telescopio reflector-


TEÓLOGO Y ALQUIMISTA

Frente a la imagen del Newton padre de la física moderna, inventor del cálculo infinitesimal y autor de estudios sobre la naturaleza de la luz y el color, existe otra imagen de un Newton más interesado en la alquimia y la teología que en la ciencia.
El interés de Newton por la alquimia trascendió el plano teórico: no sólo leyó libros, sino que también dedicó mucho tiempo y energías a la realización de experimentos, para lo cual montó un equipado laboratorio en sus habitaciones del Trinity College. Los experimentos no eran cuestión de poco tiempo, esa labor podía necesitar dedicación continuada y agotadora, con noches en vela vigilando los hornos encendidos día y noche, respirando variados efluvios tóxicos.
Su religiosidad es otro de sus sorprendentes aspectos. Poco después de conseguir la cátedra lucasiana, empezó un estudio exhaustivo de textos bíblicos -para lo cual aprendió griego y hebreo- que lo llevó en poco tiempo a convertirse en arriano, es decir, creía que de las tres personas de la Trinidad, Padre, Hijo y Espíritu Santo, solo el Padre tenía naturaleza divina. Teniendo en cuenta que la divinidad de la Santísima Trinidad era el dogma oficialmente aceptado, sus creencias arrianas podían haberle costado todos sus cargos. Y por si fuera poco, ¡Newton pertenecía al Trinity College! Así que fue muy prudente con a quien daba a conocer sus opiniones y estudios bíblicos.
Newton escribió miles y miles de páginas sobre teología que incluían pormenorizados estudios de las profecías, de los reinos bíblicos antiguos, una detallada reconstrucción del templo de Salomón, etc. Si a todo esto añadimos el tiempo dedicado a sus agotadores experimentos alquímicos, con sus largas noches en vela, no podemos menos que preguntarnos qué otros logros hubiera podido obtener de dedicar todo ese esfuerzo a la Ciencia.


 

[1] El valor de G, la constante de gravitación universal, fue calculado experimentalmente en el siglo XIX repitiendo un experimento llevado a cabo en 1789 por Cavendish. Con este experimento Cavendish demostró la suposición de que dos objetos cualesquiera ejercen entre sí una fuerza atractiva según la fórmula de Newton.

Galileo

Galileo

INTRODUCCIÓN

Galileo Galilei está considerado el primer científico en el sentido moderno y ocupa un espacio privilegiado en la historia del pensamiento. El método galileano “obligaba” a la naturaleza a procurar respuestas a los interrogantes planteados, sin enzarzarse en cuestiones filosóficas sobre las causas 1 .
Galileo contribuyó como nadie a derribar el antiguo sistema basado en el geocentrismo, y sustituirlo por el heliocentrismo. Logró, con sus razonamientos y observaciones, rebatir cualquier argumento en contra del heliocentrismo, y que una idea tan difícil de aceptar como el movimiento terrestre fuera tomada como una realidad. Su fama se extendió por toda Europa, y frente a los que rechazaban sus descubrimientos, no dudaba en invitar a cualquiera a mirar por su telescopio. La observación, antes que cualquier razonamiento, era su mejor argumento.
En su atrevimiento no dudó en enfrentarse a la autoridad, ya fuese Aristóteles o la Iglesia. La teología cristiana había fusionado la verdad revelada bíblica con la reflexión filosófica aristotélica. Las teorías aristotélicas aspiraban a explicar y entender todo usando la deducción y los silogismos. De esta manera, las conclusiones de los razonamientos se demostraban de forma irrefutable, sin dar pie a la duda ni a otras opciones. Aristóteles consideraba que las matemáticas sólo permiten alcanzar un conocimiento cuantitativo de los objetos –como calcular sus dimensiones-, pero jamás permiten remontarse a la sustancia, ni alcanzar lo universal. También desdeñaba el conocimiento técnico, práctico, por considerarlo propio de artesanos, no de sabios.
Galileo desacreditó el Magister dixit, el argumento de autoridad que continuamente usaban los aristotélicos para refutar sus observaciones. Para Galileo, la autoridad no podía ser un argumento. Contribuyó a impulsar el método experimental, es decir, el más característico de la ciencia. Para ello mejoró las observaciones usando instrumentos, realizó experimentos y expresó sus descubrimientos mediante leyes matemáticas. Es célebre el episodio –cuya veracidad no está comprobada históricamente- en el que un joven Galileo dejó caer, desde lo alto de la torre inclinada de Pisa, un cuerpo pesado y otro ligero para demostrar que caían casi simultáneamente, en contra de lo que afirmaba Aristóteles.
Observando por su telescopio desmontó la fantasía del universo de Aristóteles y Ptolomeo compuesto por esferas cristalinas de movimientos circulares, donde los astros eran perfectas esferas opacas y pulidas hechas de materia incorruptible o quinta esencia.
Para él no era suficiente observar fenómenos, sino que también quería provocarlos. Para contrastar sus hipótesis, Galileo diseñaba experimentos que podía repetir centenares de veces si era necesario para hacer las mediciones que le permitieran formularlas matemáticamente.


BIOGRAFÍA

Nació Galileo Galilei en Pisa el año 1564. Era el primogénito de los siete hijos de Vicenzo Galilei, músico de la corte, compositor y teórico musical.
Su padre le enseñó música y a los 10 años estudió en un monasterio para completar su educación. Allí decidió hacerse novicio, pero la vocación religiosa se le fue pronto. Posteriormente estudió medicina en la universidad de Pisa, donde la vida universitaria le sirvió para aprender ideas y conceptos que influirían en su vida: la filosofía aristotélica, la astronomía ptolemaica y las matemáticas. En la facultad se ganó fama de discutidor entre sus compañeros, por su actitud polémica y desafiante.
En 1583 asistió a una conferencia sobre Euclides impartida por el matemático Ostilio Ricci. Galileo se enamoró de las matemáticas y decidió dedicarse a ellas. Ricci se ofreció a ser su maestro. En 1585 abandona la universidad si haber finalizado los estudios de medicina, y se dedica a impartir clases de matemáticas a jóvenes de familias adineradas.
En 1592 consiguió la cátedra de matemáticas en la universidad de Padua. En esta ciudad residió veinte años, los más felices de su vida según sus propias palabras. Durante esta época trabajó resolviendo problemas de temática militar relacionados con la arquitectura o la balística.
En Padua conoció a una joven, probablemente prostituta, llamada Marina Gamba, con quien acabó conviviendo sin llegar a casarse y tuvieron tres hijos. Galileo no reconoció la paternidad de ninguno de ellos. Después de conseguir, como luego veremos, fabricar un telescopio funcional, hizo una demostración de sus posibilidades militares y comerciales a las autoridades de Venecia. La demostración, que fue un éxito, le permitió mejorar notablemente su situación económica.
Tras el éxito de su libro Sidereus nuncius, y tras ganarse el favor de Cosme II de Médici, consiguió de éste un magnífico contrato como matemático y regresó a Florencia con sus dos hijas, dejando en Padua a su otro hijo y a la madre. Estaba en ese momento en la cima de su carrera, cuando tuvo sus enfrentamientos con la Iglesia.
La publicación en 1632 de su obra cumbre Diálogo sobre los dos máximos sistemas del mundo, ptolemaico y copernicano, fue el detonante de su juicio y condena.
Murió bajo arresto domiciliario cerca de Florencia en enero de 1642.


GALILEO Y LA ASTRONOMÍA

En 1608 tuvo conocimiento de que en los Países Bajos se había tratado de patentar un curioso artefacto que, mediante el uso de unas lentes de vidrio, podía aproximar la visión de los objetos lejanos 2 .

-Telescopio de Galileo-

Galileo quiso tener uno y se puso a construirlo con sus propias manos. Al cabo de unas pruebas ya conseguía nueve aumentos, mientras que los de los holandeses tenían entre tres y cuatro. Pronto lograría veinte y hasta treinta aumentos y se dedicó a observar el firmamento con su telescopio.
El primero en divisar la Luna a través de un telescopio no fue Galileo, sino el astrónomo inglés Thomas Harriot, pero el estudio de Galileo fue más sistemático. Una de las primeras cosas que le llamó la atención fue que la superficie lunar no era esa esfera pulida imaginada por los astrónomos, sino que estaba surcada por montañas, valles e innumerables cráteres, como marcas de viruela. Era evidente que la Luna no estaba hecha de quinta esencia, sino de un material mucho más corruptible, como el de la Tierra.
Al dirigir el telescopio hacía la nebulosa de Orión, lo que hasta entonces era para los astrónomos una simple mancha difusa, mostró que estaba formada por centenares de estrellas invisibles a simple vista. Igual pasó al observar la Vía Láctea. De repente el cielo resultó ser mucho más grande y estar poblado por una enorme cantidad de estrellas hasta entonces desconocidas. Eso llevó a Galileo a plantearse preguntas sobre la infinitud del universo, pero el desenlace del caso de Giordano Bruno le hizo mostrarse cauto en este asunto 3 .

-Júpiter y los 4 satélites galileanos-

Quizá su mayor descubrimiento astronómico sean los satélites de Júpiter. Según explica, en enero de 1610 enfocó el telescopio hacia Júpiter y se fijó que estaba rodeado por tres estrellas. En las noches siguientes comprobó sorprendido que esas estrellas se movían alrededor de Júpiter y pronto descubrió una cuarta 4. Era la primera vez que se observaban astros que no orbitaban alrededor de la Tierra. Fue un golpe muy fuerte contra el geocentrismo.

Galileo pensó que los satélites de Júpiter podrían servir para resolver un problema que, con el auge de los viajes transoceánicos, se había convertido en grave por las grandes pérdidas humanas y materiales que ocasionaba: el poder determinar la longitud geográfica. El asunto era tan apremiante que varios países europeos ofrecían una gran recompensa a quien lo resolviera. Galileo pensó que se podían elaborar unas tablas con los eclipses de los satélites jovianos, con el momento exacto en que tenían que ocurrir dichos eclipses, dado que cada año se producían más de un mil. Las tablas servirían como referencia a los marinos para calcular la longitud geográfica. La idea era buena, pero no convenció por las dificultades en enfocar el telescopio al más mínimo oleaje, y porque Júpiter no era visible de día ni en noches nubladas.

El descubrimiento de que, al igual que la Luna, Venus también pasa por fases de creciente, pleno, menguante y nuevo, fue otro gran argumento en favor del modelo copernicano, dado que dichas fases no podrían producirse estando la Tierra en el centro del universo.
Fue también Galileo el primero en advertir los anillos de Saturno, aunque no supo interpretarlos como tales, dadas las limitaciones de sus telescopios. Dijo que Saturno tenía unas extrañas anomalías en forma de asas u orejas, que de repente desaparecían. Se cree que también fue el primero en ver Urano, aunque lo tomó por una estrella.
Estudió el Sol por un procedimiento indirecto para no quedarse ciego, consistente en enfocar el telescopio al Sol proyectando la imagen que sale por el ocular en una superficie blanca. Constató que el Sol tenía manchas, que cambiaban y se movían con el tiempo, por lo que afirmó que el Sol giraba sobre sí mismo. Una vez más ponía de manifiesto la insostenibilidad de las ideas aristotélicas sobre la perfección e inmutabilidad del cielo.


SIDEREUS NUNCIUS

Galileo se dio pronto cuenta de la importancia de sus observaciones, así como la necesidad de darlas a conocer y de atribuirse la prioridad en los descubrimientos. Por ello, en el mismo año 1610, publicó una obra titulada Sidereus nuncius (El mensajero sideral) con sus descubrimientos acompañados de dibujos e ilustraciones, que tuvo una recepción espectacular a la vez que polémica. Se armó un gran revuelo, en el que no todos acabaron convencidos, algunos por no cambiar una visión del cosmos en la que se encontraban cómodos, otros con argumentos tan “contundentes” como el del astrónomo Francesco Sizzi, quien dijo que dado que los satélites de Júpiter no eran visibles a simple vista, eran inútiles y por tanto no existían.


GALILEO Y LA FÍSICA

También en este terreno tuvo que enfrentarse Galileo a las filosofías aristotélicas. Según Aristóteles hay dos tipos de movimientos: los naturales y los violentos. El natural es el propio de los cinco elementos: tierra, agua, aire, fuego y éter. Cada elemento manifiesta un movimiento ascendente o descendente tendente a ocupar su lugar natural: la tierra, más pesada, tiende a ir más abajo, le sigue el agua, más ligera, luego el aire y por último el fuego. El movimiento del éter, la sustancia de las esferas celestes, es eterno y circular. Todos los objetos son una mezcla de los cuatro elementos sublunares; según sea la proporción de cada uno de ellos, el objeto será más pesado o más liviano. Los movimientos violentos son aquellos que se producen de forma no natural y alejan el cuerpo del lugar que le es propio, tal como caminar o lanzar una piedra.


Para Aristóteles existía un centro absoluto del universo hacía el que caería todo cuerpo y se encontraba en el centro de la Tierra. Suponer que la Tierra estuviese en movimiento era absurdo, como lo demostraba el hecho de que al dejar caer un objeto desde lo alto de una torre, el objeto cae siempre a los pies de la misma, cosa que no debería suceder si la Tierra se moviese, ya que mientras el objeto está cayendo la base de la torre se desplazaría y no podría caer a sus pies.
Galileo opinaba que cuando varios objetos participan de un movimiento común (comparten un mismo sistema de referencia, diríamos hoy), el movimiento entre ellos es nulo. Todos los pasajeros y objetos de un barco en movimiento comparten el movimiento en común del barco, por ello una piedra lanzada desde lo alto del mástil cae siempre a sus pies, aunque el barco se esté desplazando. Igual ocurre con todo cuanto hay en la Tierra: todos compartimos el movimiento en común y no notamos que se esté moviendo. En otras palabras, sin referencias externas, no se puede distinguir el movimiento uniforme del reposo. El movimiento sólo es perceptible al compararlo con otro objeto que esté en reposo o se mueva independientemente del primero. Hay que tener presente que nos estamos refiriendo a movimientos uniformes, con los movimientos acelerados, la situación es diferente.
Cuando se puso a estudiar objetos en caída libre, al principio opinaba igual que Aristóteles, según el cual los cuerpos caen a velocidad constante proporcional al peso del objeto en cuestión. Estudiar la caída libre es difícil, los objetos caen demasiado deprisa y se necesitan instrumentos precisos y fotografías para hacerlo adecuadamente. Nada de eso existía en tiempos de Galileo, así que tuvo la ingeniosa idea de usar planos inclinados por los que dejaba deslizar unas bolas. Modificando el ángulo del plano, la distancia que las bolas recorrían, así como el tamaño y peso de las mismas, pudo efectuar mediciones bastante precisas de la velocidad a la que se movían. Constató que el movimiento de las bolas no era uniforme sino acelerado, de forma que a intervalos iguales de tiempo, las bolas recorrían cada vez mayores distancias, en una forma proporcional al cuadrado del tiempo e independiente del peso o constitución de la bola 5.
También fue fundamental su descubrimiento de la ley del péndulo que permite calcular el periodo de oscilación de un péndulo sabiendo la longitud del hilo del que está suspendido6. Aunque sólo es correcta para oscilaciones pequeñas, y necesitó alguna corrección posterior, esta ley fue la base que permitió medir el tiempo mediante relojes mecánicos.


ENFRENTAMIENTO CON LA INQUISICIÓN

La Iglesia aceptaba el modelo copernicano mientras se considerase una especie de artificio matemático para facilitar los cálculos, no como una visión de la realidad. Precisamente esto es lo que alegaba Galileo quien cuestionaba que la teología pudiera describir el mundo, eso era tarea de la ciencia.

“La Biblia enseña cómo se va al cielo, no como va el cielo”, afirmó.


Cuando Galileo mostró las debilidades de los argumentos de la Iglesia7 , ésta se aprovechó de su poder para humillar a quien se atrevía a cuestionar sus dogmas. El cardenal Belarmino, que había firmado la sentencia a muerte de Bruno, creyó que era necesario investigar más a fondo las obras y las afirmaciones de Galileo. La tolerancia se había acabado.
Galileo no dudaba de la veracidad de la Biblia, pero opinaba que era interpretable, y que la interpretación debía amoldarse a los hechos demostrados por la ciencia. Con ello sólo logró despertar la ira de los teólogos y que empezaran a acusarle de hereje por cuestionar la Biblia. En 1616 se le amonestó verbalmente y se le prohibió explicar el copernicanismo, advirtiéndole que la desobediencia supondría la prisión. Galileo abandonó el copernicanismo durante unos años, dedicando su atención a otros temas que también le interesaban, algunos, como la hipótesis atómica, igualmente polémicos y que no hicieron sino agravar su relación con la Iglesia.
La muerte del Papa y la elección de Urbano VIII, quien fue amigo de Galileo cuando era cardenal y le permitió explicar la teoría copernicana como mera hipótesis, le hicieron pensar precipitadamente que sus problemas con la Iglesia se habían relajado.
En 1632 publicó en Florencia Diálogo sobre los dos máximos sistema del mundo, escrito en formato de conversaciones entre tres personajes que debatían las razones en pro y en contra de cada uno de los dos modelos cosmológicos. Los debates ponían en valor los descubrimientos y los razonamientos, dejando fuera las apelaciones a la autoridad. El heliocentrismo siempre quedaba claramente vencedor, quedando la teoría geocéntrica ridiculizada.

-Juicio a Galileo-


La obra causó un escándalo en Roma. Incluso Urbano VIII se pasó al lado de los adversarios de Galileo cuando se vio personalizado en el personaje ridiculizado en los Diálogos. Aunque fuera injustificado, se sintió engañado, ordenó la requisa de todos los libros y la comparecencia de Galileo en Roma. El tribunal de la Inquisición, pese a tener ya 68 años y estar enfermo, le sometió a duros interrogatorios, y le amenazó con la tortura y la hoguera. Galileo finalmente claudicó.
Fue obligado a leer una abjuración dictada por el Papa y todas sus obras fueron inscritas en Índice de libros prohibidos, pero finalmente se le conmutó la pena de prisión por el arresto domiciliario a perpetuidad.
Se instaló en un convento cercano a Florencia donde, pese a su avanzada edad y la ceguera que le afectaba cada vez con mayor gravedad, aún pudo publicar Discursos y demostraciones matemáticas en torno a dos nuevas ciencias, libro dedicado al movimiento que establece los fundamentos de la física moderna. Murió en enero de 1642, el mismo año en que nació Isaac Newton.


 

[1] En palabras de Galileo: “El universo no se puede entender si antes no se aprende la lengua con que está escrito. Esta lengua son las matemáticas”.
[2] Al parecer fueron los hijos de un fabricante de lentes alemán residente en los Países Bajos, quienes jugando con lentes de desecho dieron con la combinación con la que podían acercar objetos.
[3] Giordano Bruno creía que las estrellas eran como soles desparramados por un espacio infinito. Además tenía la convicción de que algunas podían tener planetas semejantes a la Tierra, habitados por seres inteligentes. Murió en la hoguera en 1600.
[4] Son los cuatro mayores satélites de Júpiter -Ganimedes, Io, Europa y Calisto-. Galileo los denominó mediceos para ganarse el favor de la familia Médici, pero hoy los conocemos como satélites galileanos.
[5] La velocidad alcanzada por un cuerpo en caída libre es v= √2gh, siendo g la aceleración de la gravedad, es decir 9’81 m/s 2 , y h la altura desde la que cae. Es por tanto, si prescindimos del rozamiento con el aire, independiente de la forma, el peso y la constitución del cuerpo.
[6] La ley del péndulo dice que el periodo T de oscilación de un péndulo es T= 2π √(L/G), siendo L la longitud del hilo y G la gravedad. Es, por tanto, indiferente a la amplitud de la oscilación y al peso que tenga el péndulo.
[7] Uno de sus mayores detractores, Ludovico delle Colombe, argumentó que los valles que Galileo había visto en la Luna estaban rellenos de un material invisible, por lo que, en realidad, la Luna era perfectamente esférica, tal como afirmaba Aristóteles. Así de “convincentes” eran la mayoría de los razonamientos usados en contra de Galileo.

Kepler

Kepler

INTRODUCCIÓN

Johannes Kepler es sin duda uno de los Grandes de la astronomía (aunque hizo también importantes aportaciones en otros campos). Si Copérnico no hubiera puesto el Sol en su sitio, algún otro lo hubiera hecho. Si Galileo no hubiera orientado su telescopio al cielo, otro lo hubiera hecho. Sin embargo es difícil imaginar que algún otro pudiera haber hecho lo que Kepler hizo.
Aunque el Renacimiento científico se retrasó con respecto al Renacimiento artístico, la Europa que vio nacer a Kepler estaba dejando atrás el oscurantismo medieval, algo a lo que el propio Kepler contribuyó decisivamente. Era una Europa que venía de estar relativamente unida por la cristiandad y por un idioma común, el latín, que hablaban todos los hombres cultos. Sin embargo esta endeble unidad se rompió por culpa del enemigo interno de la confrontación religiosa: protestantes, calvinistas, luteranos y católicos se enfrentaban entre sí hasta desembocar en la Guerra de los 30 años que estalló en 1618, cuando Kepler tenía 47 años, y que acarreó la devastación de Europa central. También se extendió por toda Europa el histerismo de la persecución de brujas, algo que condicionó enormemente la vida de Kepler, ya que una tía suya fue quemada por tener tratos con el demonio, y su propia madre fue encarcelada por bruja. Kepler puso toda su energía, prestigio e inteligencia en defenderla para conseguir su libertad, pero el proceso duró varios años y al final sólo consiguió que no muriera en la cárcel puesto que murió a los pocos meses de salir de ella.
Kepler era luterano y un hombre muy religioso aunque tolerante y partidario de la convivencia pacífica de todas las confesiones. Aunque era admirado y respetado por su ciencia tanto por unos como por otros, a causa de su fe tuvo una accidentada trayectoria profesional y frecuentes cambios de ciudad en busca de un sitio donde trabajar y pensar en paz. Como él mismo expresó: 

“no sabía si ir a una ciudad devastada o a una por devastar”

 

-Batalla de Rocroi-

Otra faceta importante de la vida y obra de Kepler es la astrología. Algunos acertados vaticinios personales, políticos y militares y también meteorológicos contribuyeron grandemente a su fama y prestigio. En cuanto si creía realmente en ella no está claro. Algunos piensas que sí, y otros que sólo era una forma de poder llenar la despensa. Con todo, como veremos luego, sus más sorprendentes predicciones no tuvieron nada que ver con la astrología.
Kepler ha pasado a la historia como el científico que descubrió las tres leyes del movimiento planetario que llevan su nombre, pero sus aportaciones van mucho más allá. Podemos afirmar que Kepler fue el primer astrofísico alegando que había que buscar causas físicas en el movimiento de los astros (Copérnico, por ejemplo, expuso bastante acertadamente como están situados los planetas y cuál es su movimiento, pero nunca explicó cuál es la causa que los hace moverse).

BIOGRAFÍA

Johannes Kepler nació en 1571 en Weil der Stadt, un pueblecito del sur de Alemania próximo a la frontera entre luteranos y católicos. La familia de Kepler había tenido cierto estatus en el pasado, pero cuando él nació había venido a menos. La casa era propiedad de los abuelos y en ella vivían también varios tíos y hermanos. El matrimonio de sus padres, Heinrich y Katharina, era tormentoso con continuas broncas. El padre estuvo a punto de morir en la horca y finalmente abandonó a su familia 1 .
Johannes nació sietemesino y muy débil. Padeció viruela, que le dejó miopía y otros trastornos oculares como secuela. Pero, pese a tan malos inicios, Kepler desarrolló una personalidad amable y franca muy querida por todos. La honestidad y la sinceridad fueron cualidades que conservó toda su vida.
Tanto católicos como luteranos pensaron que su futuro estaba en la educación de niños y jóvenes, por lo que Kepler pudo asistir a una buena escuela patrocinada por el duque de Württemberg. Fue un hombre culto que se interesó por multitud de problemas filosóficos, religiosos, literarios y científicos. Estudió teología en la universidad de Tubinga con la intención de ordenarse sacerdote pero en 1594, antes de acabar los estudios, aceptó una plaza de matemático en la población de Graz. Entre sus obligaciones no sólo debía enseñar matemáticas en su universidad, sino además levantar cartas astrales y hacer predicciones astrológicas.
No era muy buen profesor. El primer año tuvo pocos estudiantes y el segundo ninguno. Pero la casualidad quiso que, en sus primeras incursiones como astrólogo, predijera acertadamente un invierno muy frío y un ataque del ejército turco. También cometió, no obstante, considerables desatinos en sus predicciones hasta el punto que algunos le aconsejaron que se dedicase a otra cosa.
Su primera esposa fue una joven viuda que se llamaba Bárbara Müller. El matrimonio fue tormentoso con altibajos en su relación. Tuvieron varios hijos de los que sólo sobrevivieron dos, además de Regina, una hija de Bárbara de un anterior matrimonio, a quien Kepler quería mucho. A la muerte de Bárbara se casó con Susanna Reuttinger, escogida entre otras diez candidatas más. Hay una carta a un amigo donde Kepler explica los rocambolescos motivos que le llevaron a elegirla pese a la opinión contraria de sus amigos pues no tenía ni rango, ni dinero, ni familia. Con ella tuvo siete hijos de los que tres murieron en la infancia.

PRIMERA OBRA

Su primera gran obra es Mysterium cosmographicum 2 fue un gran éxito pese a partir de unos principios absurdos y llegar a unas conclusiones absurdas. Pero eso es visto desde nuestra mentalidad y perspectiva actual, no con la existente en la época de Kepler. Entonces, a parte de la Tierra, sólo se conocían cinco planetas: Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno. También, desde los tiempos de los griegos clásicos, se sabía que sólo existen cinco cuerpos sólidos regulares: cubo, tetraedro, octaedro, icosaedro y dodecaedro.

Kepler pensó que esto no era una casualidad y que cada órbita de un planeta es una esfera que circunscribe uno de los sólidos perfectos e inscribe otro sólido perfecto. Ordenó los poliedros de forma que cuadraran lo mejor posible con la realidad y aunque era consciente que no coincidían exactamente, nunca abandonó completamente su visión poliédrica del mundo.

Como decíamos el libro fue un éxito, y aunque no ganó dinero con él –más bien al contrario- le dio cierto prestigio dentro de la comunidad científica y le permitió continuar en su puesto de trabajo 3 .

RELACIÓN CON TYCHO BRAHE

Tycho Brahe es también una figura clave dentro de la astronomía, por lo que no debemos pasarle por alto y hemos de hablar de él y su obra aunque sea brevemente.
La relación entre Tycho Brahe y Kepler fue decisiva para el desarrollo de la astronomía. Tycho era un gran observador que precisaba un gran matemático y en 1599 invitó a Kepler, que era un gran matemático que precisaba un gran observador, a trabajar para él en su observatorio de Praga.

-Kepler con Tycho Brahe-

Kepler aceptó la invitación ansioso, y Tycho le esperaba deseoso de que pusiera orden a todos los datos que tan laboriosamente iba reuniendo. Pero el encuentro no pudo tener un principio más desastroso. Brahe tenía 53 años y Kepler 28. Pero esto no habría sido importante de no haber existido tanta diferencia de carácter entre ambos. Brahe era de familia noble, despilfarrador, caprichoso, autoritario y extravagante. Kepler, en cambio, era de origen humilde, siempre corto de dinero, muy religioso y con escaso sentido del humor, pero también acostumbrado a trabajar con independencia. En Praga tuvo que soportar las bromas, insultos y excesos etílicos de su anfitrión, así como la envidia de los otros colaboradores y los recelos de los muchos hijos de Brahe.
Kepler regresó a Graz. Pero ambos se necesitaban y tras la tormenta llegó la calma y se reconciliaron. Además por entonces arreció la intolerancia religiosa en Graz y Kepler fue expulsado al no querer abandonar su fe luterana. Tycho fue generoso y le pidió que volviera a Praga con un salario suficiente. Esta vez se entendieron y respetaron felizmente, aunque Brahe era celoso de sus datos astronómicos: Kepler podía verlos y trabajar con ellos, pero no podía llevárselos ni copiarlos.
Pero Tycho murió al poco tiempo y el emperador Rodolfo II, que era su patrocinador, nombró a Kepler sucesor del instrumental y los datos astronómicos, el gran tesoro fruto de las observaciones de toda la vida del astrónomo más preciso de la historia. Fue el período más productivo de la vida de Kepler que culminó con el enunciado de sus famosas leyes.

LAS TRES LEYES DE KEPLER

Enunciemos estas tres leyes:

1. Las órbitas de los planetas son elipses, estando el Sol situado en uno de sus focos.
2. El segmento que une planeta con el Sol, barre áreas iguales en tiempos iguales.
3. Los cuadrados de los períodos orbitales de los planetas son proporcionales al cubo de sus distancias medias al Sol.

La primera ley, pese a su simplicidad, es sin duda la más trascendente y revolucionaria desde el punto de vista filosófico porque supuso un vuelco del paradigma mental sobre la perfección de los cielos que imperaba desde Aristóteles, y que la Iglesia había hecho suyo como evidencia de la perfecta Creación divina. Efectivamente, Kepler prescindía de los perfectos círculos del Señor y los substituía por unas “deformes” elipses que, sin embargo, se ajustaban a la realidad y manifestaban la capacidad del intelecto humano para descubrir y entender las leyes a las que obedecía esta realidad, reacia en someterse a los prejuicios estéticos y religiosos de los hombres. Aún habría que esperar más de dos siglos para que el árbol de la ciencia que plantó Kepler (junto a Copérnico, Galileo y otros muchos) diera sus frutos, pero a partir de este momento se empezó a pensar que, si incluso los cielos seguían normas y leyes matemáticas cognoscibles, seguramente aquí, en la Tierra, pasara igual y, entre otras cosas, las tormentas y sequias tenían otras causas distintas al capricho de Dios, las epidemias no fueran castigos a los pecados de la gente y tal vez los reyes no lo eran por expreso deseo divino.
La segunda ley implica que cuando el planeta se encuentra más cerca del Sol se mueve más deprisa que cuando está alejado. Así pues, la órbita no se recorre con velocidad constante. La tercera ley permitía calcular las distancias relativas de los planetas al Sol a partir de sus períodos orbitales ya conocidos.

-En tiempos iguales, areas iguales-
-3ª ley de Kepler-

Reseguir como dedujo Kepler sus leyes es un proceso muy arduo pues tuvo que recurrir a métodos ingeniosos y matemáticamente complejos que, en cierto modo, fueron precursores del cálculo diferencial, todo ello mezclado con especulaciones pseudorreligiosas y felices ideas. Todo esto lo publicó en 1609 en un libro titulado Astronomía Nova.

OTRAS APORTACIONES DE KEPLER

Kepler realizó también importantes investigaciones en el campo de la óptica, motivado por entender el fenómeno de la refracción atmosférica, por el cual puede verse una estrella o planeta aun cuando se encuentre por debajo del horizonte, pues la luz sigue una trayectoria curva. Las figuras que se usan actualmente en los libros para representar los rayos de luz en los sistemas ópticos, son reproducciones de las que dibujó Kepler. También son suyos los conceptos de imagen real, imagen virtual, imágenes derechas e invertidas, aumentos, planos focales, etc. Estudió las gafas de miopes e hipermétropes, las desviaciones producidas por lentes y espejos planos y curvos. También fue autor de la teoría del funcionamiento de los telescopios. Galileo fue capaz de construir uno con sus propias manos, pero nunca supo explicar cómo funcionaba. De ello se encargó Kepler.
Así mismo llevó a término la elaboración y publicación de las denominadas Tablas rudolfinas. Se trataba de una especie de efemérides en las que constaba las posiciones de los planetas, estrellas fijas, salidas y puestas del Sol, eclipses, etc., para un plazo de unos mil años. Tenían un gran valor para astrónomos, astrólogos y marinos. Su finalización, fue el encargo que le hizo Tycho Brahe en su lecho de muerte y cumplir dicho encargo le llevó muchos años. La demora obedeció a la dificultad de los cálculos y a problemas económicos y técnicos relacionados con la impresión además de litigios legales con los herederos de Tycho.
También fue el primer astrofísico, ya que fue el primero que pretendió entender la astronomía dentro de la física. Había que descubrir porqué se movía el universo y no simplemente como se movía. Copérnico había popularizado el sistema heliocéntrico que explicaba cómo se movían los planetas alrededor de Sol, pero no dijo que es lo que les hacía moverse. Una creencia generalizada en aquella época era que unos ángeles se encargaban de empujarles. Según Kepler el Sol es el centro del universo y al rotar ejerce una fuerza que mueve los planetas. Cuando poco después se descubrieron las manchas solares que manifestaban la rotación del Sol, Kepler lo consideró una confirmación de su teoría. La fuerza que emana del Sol disminuye al alejarse de él, lo que coincidía con su segunda ley en las que los planetas disminuyen su velocidad al alejarse del Sol en sus órbitas elípticas, por tanto debía haber una relación entre la distancia de un planeta y su período, lo que le llevó a su tercera ley. Así mismo afirmó que esta disminución en la intensidad de la fuerza era proporcional al cuadrado de la distancia y que la resistencia de un planeta a moverse era proporcional a su masa. Afirmó que la rotación de la Tierra era la que impulsaba a la Luna. Como vemos casi estaba formulando la ley de la gravitación universal de Newton varios años antes que éste naciera. Alguien afirmó sarcásticamente que “el mayor descubrimiento de Newton fue encontrar las leyes de Kepler entre el montón de papeles que éste escribió”.
En otras ocasiones, su particular filosofía religiosa hacía que sus razonamientos no fuesen tan acertados. Por ejemplo, Kepler dedujo que Júpiter tenía que estar habitado porque, si bien nuestra Luna sirve a la astrología, los cuatros nuevos satélites de Júpiter recién descubiertos por Galileo no nos sirven porque no podemos verlos salvo con un telescopio. ¿Para qué sirven entonces? Pues para la astrología de los habitantes de Júpiter. ¿Cómo son estos habitantes? Son menos nobles que nosotros, puesto que Júpiter es menos noble que la Tierra. Y esto es así porque nosotros estamos en medio, con tres astros por debajo (Sol, Mercurio y Venus) y otros tres por arriba (Marte, Júpiter y Saturno). Nosotros podemos saber que estamos en medio porque desde donde estamos observamos Mercurio. Pero un habitante de Júpiter no lo vería, luego no le serviría para su astrología, por tanto su astrología sería más pobre que la nuestra. Y sigue con otros razonamientos medievales por el estilo.

LAS PREDICCIONES DE KEPLER

Como hemos visto Kepler fue admirado como matemático y astrónomo, pero aún era más popular como astrólogo y calendarista (horóscopos).
A los vaticinios acertados que ya hemos citado, podemos añadir que en 1618 predijo una gran guerra y, efectivamente, empezó la de los Treinta Años. También predijo un cometa, aunque aquí falló un poco puesto que no apareció uno sino tres. En 1607 predijo otro, el que ahora conocemos con el nombre de Halley. Con todo, sus más sorprendentes predicciones no fueron astrológicas.
Kepler mantenía una frecuente correspondencia con Galileo, aunque el trato de éste hacia él era un tanto indolente y desconsiderado. Son muy interesantes las cartas con las que Galileo daba a conocer provisionalmente sus descubrimientos a Kepler. La idea era comunicar el hallazgo con una frase breve, pero con las letras desordenadas formando otra frase. De esta forma difería la publicación del descubrimiento hasta estar más convencido al tiempo que dejaba constancia de él, aunque en forma encriptada.
Cuando Galileo observó que Venus tenía fases, le escribió a Kepler: “Haec inmatura a me jam frustra leguntur, o y”, que podía traducirse como “Estas cosas sin madurar que intentan comprender los demás inútilmente, hace tiempo que yo las leo, o y”. Lo que realmente quería decir era “Cynthie figuras emulatur mater amorum”, es decir “La madre de los amores (Venus) imita las fases de Cynthia (Diana, o la Luna)”. Y esta es la interpretación que hizo Kepler: “Macula ruta in Jove est gyratur mathem”, que significa “Hay una mancha roja en Júpiter que gira matemáticamente”. Igualmente, cuando Galileo vio los anillos de Saturno, que con su pobre telescopio no supo reconocer como tales sino como unos extraños abultamientos, escribió lo siguiente a Kepler: “smaisrmilmepoetalevmibvnenvgttaviras”, con lo que quería decir: “altissimun planetam tergeminum observavi”, algo así como “He observado que el planeta más distante es triforme”. He aquí lo que interpretó Kepler: “Salve unbistineum geminatum Martia proles” que significa: “Salve ardientes gemelos, progenie de Marte”. Increíble teniendo en cuenta que Marte tiene efectivamente dos satélites (Fobos y Deimos) pero que no fueron descubiertos hasta 1877.

AUTOR DE CIENCIA FICCIÓN

Kepler escribió una pequeña novela titulada Somnium. De astronomía lunari (Sueño, La astronomía de la Luna), que puede ser considerada la primera obra de ciencia ficción de la historia. Su propósito era defender el modelo copernicano demostrando que un selenita podría pensar que él era el centro de universo.
El protagonista es un islandés de nombre Duracoto, quien por la intervención de un demonio viaja a Levania, que es el nombre de la Luna en la novela. El viaje dura cuatro horas y Duracoto, una vez en Levania, empieza la descripción del firmamento observado desde allí 4 .
Desde la Luna se ve Volva (es decir, la Tierra). Mejor dicho, solo los habitantes de un hemisferio ven Volva. Los del otro hemisferio lunar no la ven nunca. Los habitantes de ambos hemisferios ven las mismas estrellas fijas que nosotros, en cambio observan que los planetas siguen movimientos más complicados. Volva es cuatro veces mayor que Levania vista desde la Tierra y su superficie es, por tanto 16 veces mayor. Los eclipses de Sol son más frecuentes y duraderos en Levania, debido al gran tamaño de Volva.
En ocasiones la alineación del Sol y de Volva arrastra las aguas hacia un hemisferio, anegando el suelo. Esta frase de Kepler es de gran importancia pues lo que está diciendo es que ¡¡el Sol y Volva están ejerciendo una atracción sobre las aguas de Levania!! De nuevo está anticipando el concepto de gravedad años antes del nacimiento de Newton.
Por supuesto, y esta es la moraleja de la novela, los levanios piensan que Levania es el centro del universo y que los otros planetas, además del Sol y la propia Volva, giran en torno a ella. La novela acaba cuando Kepler despierta del sueño.

MUERTE DE KEPLER

Los últimos años de su vida los pasó en la localidad polaca de Zagan, donde cobraba su salario con normalidad y no parece que pasara por penurias económicas. Sin embargo, estaba descontento por el escaso ambiente cultural de la ciudad y porque hasta allí llegaron la imposiciones de la Contrarreforma católica. Aunque tampoco era muy bien visto por los luteranos debido a su mentalidad tolerante y abierta, él siempre se mantuvo firme en su fe en la iglesia luterana.
En julio de 1630 emprendió un viaje a Linz, al parecer para cobrar un dinero que se le debía. Hizo escala en Ratisbona, donde contrajo una extraña y repentina enfermedad que en pocos días lo llevó a la muerte. Fue enterrado en el cementerio de Ratisbona, pero las guerras asolaron este cementerio y hoy los restos de Kepler están en paradero desconocido.


[1] “Mi padre era un soldado corrupto, rudo y camorrista y mi madre una mujer pequeña, escuálida, charlatana, pendenciera y de malos modales”. Auto horóscopo de Johannes Kepler.

[2] Prodromus dissertationum cosmographicarum, continens Mysterium cosmographicum de admirabili proportione orbium coelestium: deque causis coelorum numeri, magnitudinis, motuumque periodicorum genuinis et propiis, demostratum per quinque regularia corpora Geometrica; o sea Preludio de las disertaciones cosmográficas que contiene el misterio cosmográfico acerca de la admirable proporción de los orbes celestes y de las razones genuinas y propias del número, la magnitud y el movimiento periódico del cielo, demostrado por cinco cuerpos geométricos regulares.

[3] Su manera de razonar era una mezcla del racionalismo científico que se estaba iniciando con el Renacimiento y la mentalidad religiosa propia de la Edad Media: antes de existir el mundo ya existía la geometría, por lo que ésta tiene carácter divino. La geometría es parte de Dios porque Él no hace nada al azar, y lo que hace es perfecto. Dios ha querido dotar al hombre de una inteligencia que comprende su geometría. Podemos entender Su creación porque Él lo ha dispuesto así. Podemos conocer el universo mediante deducciones matemáticas a partir de procurar entender el deseo de Dios.

[4] Es curiosa una nota de Kepler, que recordemos era alemán, sobre el carácter de los alemanes y los españoles: “Alemania se lleva la palma de la corpulencia y la glotonería, tal como España se lleva la del talento, el buen juicio y la frugalidad. Así pues, en las ciencias sutiles, como esta de la astronomía (y sobre todo la lunar, basada en una perspectiva extraña, como si alguien lo viera todo desde la Luna), si por igual se empeñaran alemanes y españoles, estos últimos irían muy por delante de los otros. Y en consecuencia dejo dicho que esta obrita habrá de dar risa a los alemanes, mientras que le han de tener cierta estima los españoles”.