LA FAMILIA DEL SOL_Julieta_Fierro.pdf

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La familia del Sol

La Familia del Sol

Autores: JULIETA FIERRO / MIGUEL ÁNGEL HERRERA

COMITÉ DE

SELECCIÓN EDICIONESDEDICATORIAEPÍGRAFEPRÓLOGO I. EL INICIOII. PRIMEROS

PASOSIII. LA EDAD DE

OROIV. EL SISTEMA

SOLAR APÉNDICEBIBLIOGRAFÍAGLOSARIO

CONTRAPORTADA

http://bibliotecadigital.ilce.edu.mx/sites/ciencia/volumen2/ciencia3/062/htm/sec_5.htm





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C O M I T É D E S E L E C C I Ó N

Dr. Antonio Alonso

Dr. Gerardo Cabañas

Dr. Juan Ramón de la Fuente

Dr. Jorge Flores Valdés

Dr. Leopoldo García-Colín Scherer

Dr. Tomás Garza

Dr. Gonzalo Halffter

Dr. Raúl Herrera

Dr. Jaime Martuscelli

Dr. Héctor Nava Jaimes

Dr. Manuel Peimbert

Dr. Juan José Rivaud

Dr. Julio Rubio Oca

Dr. José Sarukhán

Dr. Guillermo Soberón

Coordinadora:

María del Carmen Farías



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E D I C I O N E S

Primera edición, 1988

Segunda edición, 1990

Quinta reimpresión, 1996

La Ciencia para Todos es proyecto y propiedad del Fondo deCultura Económica, al que pertenecen también susderechos. Se publica con los auspicios de la Secretaría deEducación Pública y del Consejo Nacional de Ciencia yTecnológica

D.R. © 1988 y 1989 FONDO DE CULTURA ECONÓMICA, S.A. DE C. V.

D.R. © 1997 FONDO DE CULTURA ECONÓMICA

Carretera Picacho-Ajusco 227,14200 México, D.F

ISBN 968-16-5372-6

Impreso en México

D E D I C A T O R I A

A NUESTROS HIJOS



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E P Í G R A F E

... Y así, el Sol, como sentado en un trono real, rige a lafamilia de planetas que gira a su alrededor.

NICOLÁS COPÉRNICO

Sobre las órbitas de los cuerpos celestes, capítulo X.

P R Ó L O G O

El 4 de octubre de 1957 el mundo entero se conmocionópor una noticia sensacional: el primer satélite artificial denuestro planeta acababa de ser puesto en órbita por laUnión Soviética. El sueño de conquistar el espacio, unsueño largamente acariciado por el hombre, comenzaba ahacerse realidad. El Sputnik I — una esfera metálica de 58centímetros de diámetro y 84 kilogramos de peso, provistade antenas— emitía señales de radio desde el espaciomientras giraba en torno a la Tierra a razón de una vueltacada 96 minutos. ¡Había nacido la era espacial!

El lanzamiento cayó como duchazo de agua fría sobre loscientíficos estadounidenses, entre cuyos planes secontemplaba, como parte del Año Geofísico Internacional,un lanzamiento similar en 1958. Aún no se reponían de lasorpresa cuando el 3 de noviembre, apenas un mes mástarde, un segundo satélite soviético era puesto en órbita. ElSputnik II , con sus 540 kilogramos de peso, no sólo eramucho mayor que el primero, sino que, además, llevaba un"pasajero": la célebre perrita Laika, que había de

convertirse seis días más tarde en la primera víctima de la



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investigación espacial, cuando hubo de ser sacrificada antela imposibilidad de recuperar el artefacto.

En principio, la investigación científica no debería mezclarsecon consideraciones políticas, pero los espectaculares logrossoviéticos provocaron una reacción inmediata en la políticainterna de las potencias occidentales: se recalcó laenseñanza de las ciencias en todos los niveles, se impulsósu difusión y, desde luego, se aceleró el desarrollo delprograma estadounidense de satélites. Bajo la presión de laopinión pública, el Congreso brindó todo el apoyonecesario; se trabajó a marchas forzadas y, finalmente, elprimer satélite artificial estadounidense, el Explorer I , de14 kilogramos de peso, órbita la Tierra el 31 de enero de1958.

Figura 1. La nave soviética Sputnik II transportó el primer pasajeroespacial puesto en órbita por la humanidad: la perrita Laika.

Entre esos primeros pasos y nuestro días han transcurridosólo 30 años, pero el avance ha sido inmenso. Hasta finesde 1987 se habían puesto en órbita más de 17 000

satélites, de los cuales más de 6 200 seguían girandoalrededor de nuestro planeta: satélites de comunicaciones,tan de moda en nuestros días en que todo mundo sueñacon tener su propia antena parabólica; satélites dedicadosal estudio del clima, cuya importancia y utilidad esinnecesario señalar; satélites de prospección geológica,satélites infrarrojos, satélites de rayos X y, desde luego,para recordarnos que el hombre sigue sin aprender de suserrores, satélites espías, con fines puramente militares.

Y eso fue sólo el principio. A los satélites artificialessiguieron las sondas automáticas y los ingenios tripulados



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que nos han permitido conocer cada día más y mejornuestro Sistema Solar. Por razones obvias, los primerosesfuerzos fueron dirigidos hacia la Luna, el astro máspróximo a la Tierra, cuya cara oculta pudimos apreciar porvez primera en fotografías enviadas por la sonda soviética

Luna 3 en octubre de 1959, y que el 21 de julio de 1969 seconvirtió en el primer astro —y único hasta ahora— en elcual seres humanos han puesto pie, cuando la misiónestadounidense Apolo II resultó un éxito rotundo.Después... Sólo Neptuno y Plutón han preservado suintimidad. Las sondas automáticas han estudiado yfotografiado desde las alturas a Mercurio, Júpiter, Saturno yUrano, han descendido en Venus y en Marte y han llevado acabo encuentros con los cometas Giacobinni-Zinner yHalley.

El enorme caudal de información que ha resultado de estasexploraciones ha alterado radicalmente nuestra visión delSistema Solar. Numerosas dudas han sido aclaradas pero,al mismo tiempo, se nos han revelado hechos y situacionesinesperados que plantean, a su vez, multitud de nuevosinterrogantes. Miles de datos están aún siendo analizados einterpretados y nuevas teorías van y vienen con frecuenciainusitada. El progreso ha sido tan rápido que los nuevosconocimientos han rebasado totalmente al hombre comúny, en ocasiones, al mismo especialista.

Son estas consideraciones las que nos han impulsado aescribir el presente libro. En él pretendemos presentar unpanorama, lo más completo y conciso posible, de laevolución de nuestras ideas sobre el Sistema Solar desde laantigüedad hasta nuestros días, poniendo especial énfasisen los descubrimientos más recientes. En lo que se refiere aestos últimos, hemos intentado incluir solamente hechoscomprobados, pero es justo mencionar que muchos de ellospodrían cambiar en el futuro cercano, dado que el campo sehalla aún en continua evolución. Pero eso es inevitable: así

funciona la ciencia. En ella, nunca es posible afirmar que seha llegado a la verdad absoluta. Por suerte, como dijoalguna vez un célebre científico, "en la ciencia, lo bello noestá en la presa, sino en la caza ".



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I . E L I N I C I O

EL DESCENSO DE KUKULKÁN

EN EL sureste de la República Mexicana, a poco más de 100km de Mérida, se yerguen las imponentes ruinas de laciudad prehispánica de Chichén-Itzá, la "boca del pozo delos itzaes" en lengua maya. Cientos de turistas las visitandía con día, atraídos por su enigmática belleza; pero alacercarse los equinoccios de primavera (21 de marzo) y deotoño (22 de septiembre) el número de visitantes aumentade manera impresionante, y han llegado a sobrepasar las60 000 almas en los días precisos de los equinoccios. ¿Quétienen de especial esas fechas? ¿Qué es lo que atrae a talesmultitudes?

Se trata del célebre fenómeno conocido como "el descensode Kukulkán", un maravilloso juego de luces y sombras quearquitectura y naturaleza, unidas, nos ofrecen sólo en esasfechas, en la pirámide conocida como "El Castillo".

El espectáculo es fascinante. Al amanecer la luz del Sol y lasombra de la arista noreste de la pirámide se combinanpara producir la imagen de una serpiente (Kukulkán) sobreuna de las paredes de la escalinata norte. Y ése es sólo elprincipio. Ante el asombro del espectador, la imagen de la"serpiente", que en sí misma ya es algo maravilloso, nopermanece estática, sino que va descendiendo lentamentea lo largo de la escalinata conforme avanza el día.¡Kukulkán desciende a la Tierra!



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Figura 2. La pirámide del Castillo, en Chichén-Itzá, durante un equinoccio.En el costado de la escalera izquierda aparece una sombra que se mueve alo largo del día. La parte iluminada y la cabeza de piedra, situada en laparte inferior de la escalera, simula una serpiente.

Horas después, al atardecer, el proceso se invierte y laimagen de Kukulkán asciende majestuosamente por elmuro opuesto de la misma escalinata hasta que,finalmente, el espectáculo concluye con la puesta del Soldejando en el afortunado espectador un recuerdoimborrable.

Es indudable que "el descenso de Kukulkán" tiene un efectoemotivo directo sobre el espectador. Pero no es el único.También despierta en él una gran admiración y un profundo

respeto por los astrónomos mayas, cuyos precisosconocimientos de los movimientos de los astros permitierondiseñar un espectáculo tan increíble. Esos conocimientostuvieron que surgir de un cuidadoso estudio del cielo y,según veremos, no fueron privativos de la cultura maya; loscompartieron prácticamente todas las culturas de laantigüedad. Son una consecuencia del interés del hombrepor el Universo en que vive y por cada una de sus partes:por el Sol, por la Luna, por los planetas y por las estrellas.Son, en fin, los cimientos de esa formidable estructura quehoy llamamos "astronomía".

LOS PLANETAS ENTRAN EN ESCENA

Es indudable que los primeros hombres tuvieron quededicar la mayor parte de su tiempo a la lucha por lasupervivencia. Y cazando animales o huyendo de ellos,resguardándose de la lluvia, protegiéndose de los rayos otemblando de miedo ante terremotos, incendios einundaciones, poco tiempo les debe haber quedado para lacontemplación del cielo. A pesar de ello, no debió de

transcurrir mucho tiempo antes de que se dieran cuenta deque había un objeto en el cielo que jugaba un papelpreponderante en sus vidas: el Sol, cuya sola presencia enel firmamento infundía bienestar y seguridad y cuyaausencia, en cambio, provocaba desconfianza y miedo. Es,así, fácil de imaginar la angustia con que deben de haberpresenciado cada puesta de Sol, temerosos ante laposibilidad de que su desaparición fuese definitiva, eigualmente fácil es imaginar la esperanza y la avidez conque habrán contemplado el horizonte a la espera de cadanuevo día. Fue a través de esta contemplación como, poco

a poco, se fueron familiarizando con los astros y con susmovimientos, y fue este conocimiento el que habría deconducir, a la larga, al descubrimiento de los planetas.



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La palabra "planeta" se deriva del griego (

), quesignifica "(cuerpo) errante, vagabundo". ¿Por qué se utilizóese término para describir a ciertos astros? ¿Qué tenían deespecial? Para comprenderlo veamos primero cuáles son losmovimientos más evidentes de los astros que aprecia un

observador situado en la Tierra.

Si se observa el firmamento durante un par de horas, enuna noche despejada, es fácil percatarse de que lasestrellas se mueven; pero no al azar, cada una por su lado,sino todas exactamente de la misma manera (de este aoeste), de tal forma que sus posiciones y distanciasrelativas son siempre las mismas. En otras palabras, si ungrupo cualquiera de estrellas forma, en un momento dado,cierta figura en algún lugar del cielo, horas más tarde lasmismas estrellas seguirán formando exactamente la misma

figura, sólo que ésta se habrá desplazado, como un todo,hacia el oeste. Este hecho ya era bien conocido hace almenos 10 000 años, e indujo a los hombres primitivos aagrupar a las estrellas en "figuras", según su convenienciae imaginación. Estas figuras invariables se conocen, hoydía, como "constelaciones". En la actualidad sabemos quesu lento desplazamiento en el cielo (de este a oeste) essimplemente el reflejo de la rotación de la Tierra sobre símisma en sentido opuesto (esto es, de oeste a este). Perolos primeros hombres creían que la Tierra estaba inmóvil asíque, para explicar este comportamiento, se vieron

obligados a suponer que las estrellas estaban "incrustadas"en un enorme cascarón esférico —la "bóveda celeste"— quegiraba alrededor de la Tierra. En síntesis, para ellos lasestrellas estaban "fijas" y, por ello, las constelaciones eraninmutables. Si parecían moverse era tan sólo porque labóveda celeste, en su constante giro alrededor de la Tierra,las acarreaba con ella.



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Figura 3. Los persas agrupaban así las estrellas de la constelación deAcuario, hacia el año de 1650

Es conveniente notar que, dado que con las estrellasvisibles a simple vista se pueden "construir" infinidad de

figuras diferentes, lo más probable es que cada tribuprehistórica haya tenido sus propias constelaciones deacuerdo con su muy particular forma de vivir y de pensar.De hecho, las que usaron las grandes culturas del pasadoeran, en general, diferentes de las actuales y diferentesentre sí. Pero lo que aquí nos interesa no es la evolución delas constelaciones, sino el hecho de que, mientrasidentificaban a los miles de estrellas "fijas", los hombresprimitivos identificaron también a unos cuantos objetoscelestes que se movían respecto a ellas condesplazamientos caprichosos e impredecibles. Obviamente

estos objetos no estaban fijos a la bóveda celeste, puestoque se desplazaban entre las estrellas, y estos astroserrantes, estos "vagabundos" del cielo, son los planetas.

LOS PRIMEROS

El descubrimiento de los planetas se pierde en la bruma dela prehistoria. Sólo sabemos que cuando las primerascivilizaciones comenzaron a establecerse, hace poco más decinco mil años, ya se habían identificado siete. Estos sietefueron conocidos por todas las grandes culturas del pasado,por lo cual se les suele llamar "los siete planetas de laantigüedad". Son, con sus nombres actuales, el Sol, laLuna, Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno.

Figura 4. A diferencia de las estrellas que permanecen en posiciones fijasunas con respecto de otras, los planetas describen trayectorias

caprichosas en la bóveda celeste, vistas desde la Tierra.



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Es posible que la inclusión del Sol y la Luna entre losplanetas sea vista con extrañeza ya que, hoy día, no se lesconsidera como tales. Pero hay que recordar que, en laantigüedad, se le llamaba "planeta" a cualquier astro que sedesplazara respecto a las estrellas "fijas"; y como este

comportamiento lo presentan los siete objetosmencionados, incluyendo al Sol y a la Luna, estos últimosfueron incluidos en el grupo. Más adelante veremos que eltérmino "planeta" tiene, hoy día, un significado másrestringido, que excluye tanto al Sol como a la Luna.

El temprano reconocimiento de estos siete cuerpos sedebió, sin duda, a que son fácilmente identificables a simplevista, lo cual queda corroborado por el hecho de quetuvieron que pasar más de 20 siglos para que, ya con laayuda del telescopio, se añadiera uno más a la lista (que

fue Urano). Después se descubrieron dos más (Neptuno yPlutón, este último ya en nuestro siglo), pero esa parte dela historia la veremos a su debido tiempo.

Es muy probable que nunca logremos averiguar cómo ycuándo se descubrieron los primeros planetas. Sinembargo, algo se puede decir al respecto, utilizando tansólo un poco de lógica y de sentido común.

De los siete, el que se desplaza más rápidamente entre lasestrellas es la Luna. Su movimiento es tan veloz que sonsuficientes unas horas de observación para detectarlo.Como, además, su brillo, sus dimensiones y sus cambios deapariencia (las "fases") la convierten en un objetoparticularmente conspicuo, es más que natural atribuirle elhonor de haber sido el primer planeta que se identificó.

El segundo en la lista debe de haber sido el Sol. Aunque,obviamente, se le prestaba más atención que a la Luna, sumovimiento entre las estrellas es mucho más difícil de

percibir (es 12 veces más lento), siendo necesarios variosdías de observación para detectarlo. ¡Un momento!, dirá ellector. ¿Cómo es posible darse cuenta de que el Sol semueve respecto a las estrellas, si cuando está en el cielo lasestrellas no son visibles? Esto es totalmente cierto, pero apesar de ello, hay varias maneras de hacerlo. La mássencilla y, por ende, la que probablemente evidenció porvez primera su movimiento, consiste en observar por variosdías consecutivos su salida o su puesta (en el léxicoastronómico, a la salida de un astro se le designa como su"orto" y a su puesta como su "ocaso", términos que

usaremos a partir de este momento). Cualquiera puedehacer el experimento. Supongamos, por ejemplo, que



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observamos un amanecer y que hacia el este, más o menospor donde va a salir el Sol, conseguimos localizar unaestrella muy cercana al horizonte. Unos minutos más tardehabrá amanecido y la estrella en cuestión ya no serávisible. Si al día siguiente (o, mejor dicho al amanecer

siguiente) observamos con atención a la misma estrella,exactamente a la misma hora que el día anterior,notaremos que su posición respecto al horizonte hacambiado; se localizará un poco (muy poco) más "arriba":más alta en el cielo. Y si seguimos contemplandoamaneceres comprobaremos que cada día la estrella se valocalizando más alta en el cielo en el momento delamanecer. De hecho, cada día transcurrirán cuatro minutosmás que en el anterior entre el orto de la estrella y el delSol. Y como la estrella es "fija", es inevitable concluir que elque se mueve es el Sol, el cual, por lo tanto, fue para los

antiguos un "planeta".

Figura 5. Movimiento aparente del Sol respecto de las estrellas.Observando su posición respecto de las "estrellas fijas" en días sucesivos,se puede comprobar que cada día sale 4 minutos después que las estrellas

junto a las que se encontraba el día anterior.

Cabe aquí mencionar, antes de proseguir, que cuando lasalida de un astro cualquiera coincide con la del Sol, los

astrónomos dicen que tiene lugar el "orto helíaco" de eseastro: "orto" porque se refiere a su salida y "helíaco"porque lo hace con el Sol (Helios, entre los griegos). Másadelante veremos que el orto helíaco de Sirio, la estrellamás brillante a simple vista, tuvo un papel muy importanteen el antiguo Imperio egipcio

LOS VERDADEROS PLANETAS

Los cinco objetos restantes son "verdaderos" planetas, esto

es, son planetas de acuerdo con la definición actual, adiferencia del Sol y la Luna que, con el tiempo, cambiaron



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de categoría. De los cinco, Venus fue, sin duda, el primeroque se identificó como planeta, ya que, por un lado, sumovimiento respecto a las estrellas es relativamente rápido(sólo Mercurio es más veloz) y, por el otro, es el objeto másbrillante del cielo después del Sol y la Luna. Es tan

espectacular que en innumerables ocasiones se le hatomado por un "platillo volador". Es más, la mayor parte delos reportes de OVNIS que se han recibido —y que se siguenrecibiendo— son simples confusiones con él, lo cualdemuestra, de paso, que el hombre actual está muy pocofamiliarizado con el cielo. En síntesis, Venus es el "objetovolador no identificado" más común y más identificado.

Los planetas que se descubrieron en cuarto, quinto y sextolugar deben haber sido Marte, Júpiter y Saturno,respectivamente. De los tres, Marte es el que llega a sermás brillante (aunque, en promedio, Júpiter lo supera), elque se mueve más rápido entre las estrellas y, por si todoesto fuera poco, es de un color rojo intenso que resultamucho más notable y atractivo que el blanco "común ycorriente" de Júpiter o el blanco amarillento de Saturno. Lalógica indica, por tanto, que fue el cuarto de la lista.

Entre Júpiter y Saturno tampoco hay duda. Júpiter essiempre más brillante y su movimiento respecto a lasestrellas es dos veces más rápido que el de Saturno, así

que, en orden de descubrimiento, Júpiter debe haber sido elquinto y Saturno el sexto.

De todo lo anterior se desprende que Mercurio tuvo que serel séptimo y último en descubrirse. ¿Es razonable estaconclusión? La respuesta es un rotundo sí. Mercurio es, enefecto, el planeta más difícil de ver a simple vista. Y no —como podría pensarse— porque sea muy débil, ni porque sumovimiento entre las estrellas sea muy lento —llega a serdiez veces más brillante que Saturno y es el planeta que semueve más rápido—, sino porque se mantiene siempre tancerca del Sol que se ve opacado por su fulgor. De hecho,nunca se le puede ver en un cielo totalmente oscuro. Sólollega a ser visible, a simple vista, poco antes del amanecer(hacia el este) o poco antes del anochecer (hacia el Oeste),pero siempre muy cerca del horizonte e inmerso, por tanto,en el resplandor del Sol. Es tan difícil de observar que lomás probable es que el lector nunca lo haya visto. El mismoCopérnico, celebérrimo astrónomo del siglo XV de quien nosocuparemos más adelante, escribió que una de sus mayoresfrustraciones era no haberlo visto jamás.

EN EL PRINCIPIO FUE EL TIEMPO



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Es alarmante advertir cómo aumenta, día con día, elnúmero de personas que valoran las cosas sólo en términosde su utilidad práctica o de su productividad económica.Ello demuestra, una vez más, que el hombre no aprende desus propios errores, ya que la historia registra innumerables

casos en los que productos "inútiles" del intelecto humano—tales como poesía, música o descubrimientos científicos"puros"— tuvieron un papel preponderante en el progresode la humanidad. Un ejemplo de lo anterior,particularmente ilustrativo, es el movimiento de los astrosque, estudiado en un principio por mera curiosidad,proporcionó a la larga la solución de un problema de grantrascendencia tanto práctica como filosófica: la medición deltiempo.

El origen de nuestras unidades básicas de tiempo —el día,

el mes y el año— es, en efecto, astronómico y se pierde enlas brumas de la prehistoria. De hecho, las civilizacionesmás antiguas de las que se conservan registros (la china, lasumeria y la egipcia) ya las conocían y las usabancotidianamente. La razón es evidente. Los fenómenosastronómicos presentan una notable regularidad y, enconsecuencia, debió de transcurrir muy poco tiempo antesde que el hombre se percatara de que podía aprovechar alos astros como indicadores del paso del tiempo. Y,lógicamente, utilizó a los más ligados a su vida diaria: el Soly la Luna.

La primera unidad de tiempo que se reconoció y se utilizófue, sin duda, el "día". No sólo es la más obvia, por ser lade menor duración, sino que además está íntimamenterelacionada con las actividades vitales de hombres, plantasy animales. Para los antiguos, un "día" fue, simplemente, elintervalo de tiempo en el cual el Sol le daba una vueltacompleta a la Tierra; o dicho de otra manera, el intervalode tiempo entre dos pasos sucesivos del Sol por un mismopunto del cielo —por encima de sus cabezas,— por ejemplo.

Actualmente sabemos que lo que ocurre en realidad es quela Tierra gira sobre su eje, como un trompo (movimiento derotación), de tal manera que un día es, de hecho, el tiempoen el cual la Tierra da una vuelta completa sobre sí mismarespecto al Sol. Pero, desde luego, este cambio en nuestropunto de vista no influye en la duración del "día": un día"mide" lo mismo definiéndolo de cualquiera de las dosmaneras: la antigua o la moderna.

Poco a poco se fue haciendo necesario medir intervalos detiempo con una precisión cada vez mayor, y surgieron así



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las subdivisiones del día que hoy conocemos: la hora (que,como es bien sabido, es la veinticuatroava parte de un día),el minuto (la sesentava parte de una hora) y el segundo (lasesentava parte de un minuto). Pero estas unidades no sonfundamentales, sino derivadas.

Otra unidad de tiempo, más larga, pero también muyevidente, se derivó de los cambios de apariencia de la Luna—sus "fases", como las llaman los astrónomos—: luna llena,luna nueva, cuarto creciente, etc. Al intervalo de tiempoentre dos fases iguales (sucesivas se le llama un "meslunar". Así, por ejemplo, entre dos lunas llenas (sucesivas)o entre dos cuartos menguantes (sucesivos) transcurreexactamente un mes lunar. Esta unidad de tiempo fueampliamente utilizada en el pasado, sobre todo en relacióncon ciertos ritos religiosos, pero en nuestros días

prácticamente ya no se usa, por razones que se expondránmás adelante. Hay, sin embargo, algunas honrosasexcepciones, como el caso del calendario musulmán, quesigue siendo lunar, y como su uso por la religión católicapara determinar la fecha del domingo de ramos (por esohay astrónomos en el Vaticano). Y hay, también,"deshonrosas" excepciones, como su aplicación —¡en plenosiglo XX!— en la práctica de ciertas dietas "milagrosas",dietas que, desde luego, funcionarían igual si no existiera laLuna.

De las tres unidades de tiempo fundamentales de origenastronómico, la última en descubrirse, por ser la más larga,debe haber sido el "año". Para los antiguos, un año era elintervalo de tiempo entre dos pasos sucesivos del Sol por elmismo punto de la bóveda celeste. Ocurre, en efecto, queel movimiento del Sol entre las estrellas (recuérdese quepor ese movimiento se le consideraba un planeta) no serealiza al azar, sino recorre siempre el mismo camino, y elaño es, precisamente, el tiempo que tarda en recorrerlo porcompleto. Así, por ejemplo, si en un momento dado el Sol

coincide con una cierta estrella, volverá a coincidir con ellaexactamente un año más tarde. A la trayectoria del Sol enla bóveda celeste se le llama la "eclíptica". Hoy en díasabemos que este recorrido del Sol entre las estrellas essólo aparente; es, simplemente, el reflejo del movimientode la Tierra en torno a él (movimiento de traslación). Enefecto, conforme la Tierra se va trasladando a su alrededorlo vamos viendo proyectado sobre diferentes puntos de labóveda celeste y es este fenómeno el que nos produce laimpresión de que se va desplazando entre las estrellas.Como vemos, la eclíptica no es otra cosa que la proyección

de la órbita de la Tierra en la bóveda celeste. Vemos,también, que otra manera de definir el año es como el



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intervalo de tiempo en el cual la Tierra le da una vueltacompleta al Sol, que es la definición que todos conocemos(pero que no es la original).

Figura 6. Durante el año, el Sol se va viendo, desde la Tierra, proyectadosobre las constelaciones del Zodiaco, llamadas así porque muchas de ellas

llevan nombres de animales.

Mientras el hombre fue nómada, el año fue una unidad sinninguna utilidad práctica. El día y el mes lunar resultabanser unidades de tiempo más que suficientes para lasnecesidades de tribus que dependían por completo de lacaza, la pesca y la recolección. Pero con el advenimiento dela agricultura esta situación cambió radicalmente. Lanecesidad de determinar con precisión la duración del ciclode las estaciones adquirió una importancia enorme en lavida de aquellos hombres y no debió de transcurrir muchotiempo antes de que se dieran cuenta de que el añoreflejaba con una increíble exactitud ese ciclo. Y fue por elloque decidieron sacrificar al mes lunar en aras del año solar,práctica que se ha mantenido hasta nuestros días.

Con el tiempo surgió la necesidad de crear un calendario, yéste fue uno de los problemas más apasionantes quetuvieron que resolver los astrónomos de la antigüedad. Pordesgracia, exponer aquí las dificultades que este problemaplantea y las soluciones que se le fueron dando a lo largode la historia nos apartaría demasiado del tema central dellibro, motivo por el cual no entraremos en más detalles.

NACE LA ASTRONOMÍA

Hace unos cinco mil años, tuvo lugar un acontecimiento quehabría de ser decisivo en la evolución cultural de la especie



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humana: se inventó la escritura, ese maravilloso medio decomunicación que nos permite establecer contacto connuestros semejantes a través del espacio y del tiempo. Noes aquí el lugar ni el momento de analizar su trascendenciaen el desarrollo del intelecto, pero sí es importante hacer

notar que la capacidad de registrar en forma permanentelos fenómenos naturales fue fundamental en el desarrollode todas las ciencias. En la astronomía, en particular, unagran variedad de fenómenos tienen duraciones quesobrepasan, con mucho, la duración de una vida humana, ysólo ha sido posible descubrirlos comparando observacionesseparadas por grandes intervalos de tiempo.

Los escritos astronómicos más antiguos que conocemospertenecen a la llamada cultura mesopotámica, que sedesarrolló entre los ríos Tigris y Éufrates, en el Oriente

Medio, a lo largo de los 5 000 años anteriores a nuestraera. Aunque a los mesopotámicos se les suele dar elnombre genérico de "caldeos" o "babilonios" no fueronéstos los únicos habitantes de la región. Se establecieronprimero los sumerios, después los acadios y por más de 2000 años babilonios y asirios se disputaron la supremacía.

Durante el auge de uno de los periodos de dominaciónasiria, cuando el reino se extendía desde el Nilo hasta elCáucaso, Asurbanipal (668-626 a.C.), el último de los

grandes reyes asirios, decidió construir en su palacio, enNínive, una magna biblioteca. Es muy probable que sumotivo principal haya sido el deseo de perpetuar susconquistas, pero el hecho es que también recopilóinnumerables textos babilonios y, gracias a ello, loshistoriadores han logrado reconstruir una buena parte de lahistoria de la región.

No se sabe cuántos textos había en la biblioteca, pero ensus ruinas se encontraron alrededor de 22 000 tablillas dearcilla, escritas en la curiosa escritura cuneiforme tancaracterística de esa civilización. Las que contienen materialde interés astronómico consisten casi siempre en registrosde observaciones o predicciones hechas durante el periodo2800-607 a.C. Su lectura (cuando se ha logrado descifrar,lo cual no siempre ocurre) nos permite darnos cuenta delnivel astronómico que se había alcanzado. Considérese, porejemplo, el siguiente texto de una de las tablillas de labiblioteca de Asurbanipal que data de hace unos 2 600años: "El 15 del mes de Ululu la Luna fue visible al mismotiempo que el Sol: el eclipse no ocurrió." Se veinmediatamente que, en esas fechas, la predicción deeclipses aún no era muy de fiar y los mismos astrónomosde la época reconocían su error con toda honestidad. Esto



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es muy importante, pues en nuestros días se ha puesto demoda el hablar, sin ningún fundamento, de los "increíbles"conocimientos que poseían algunas de las civilizaciones másantiguas, o de los "asombrosos" descubrimientos quehicieron. Estas afirmaciones son totalmente falsas, según

acabamos de ver, y quienes las hacen suelen buscar tansólo notoriedad o algún beneficio personal.

Figura 7. Escultura mesopotámica que muestra algunas de lasconstelaciones del Zodiaco. Es fácilmente reconocible el Escorpión.

Sin embargo, es indudable que los mesopotámicos fueronexcelentes observadores para su época. Establecieron conbastante precisión la duración del año y la del mes lunar(de hecho su calendario era lunar, lo cual, dicho sea depaso, es otra prueba de atraso); conocieron la eclíptica ydesarrollaron un Zodiaco que, en lo básico, es el que sesigue usando (constelaciones "actuales" como el Toro, elLeón y el Escorpión se han identificado en monumentossuyos de hace más de 30 siglos) e incluso se ha hablado deque descubrieron los "saros", o sea, los ciclos de loseclipses, aunque esto último no es seguro. Pero estosconocimientos revelan tan sólo una minuciosa observacióndel cielo y son totalmente compatibles con su niveltecnológico así que no es necesario invocar ni ayudas niinspiraciones "misteriosas" para explicarlos. De hecho, elinterés que tuvieron en el cielo, que los motivó a estudiarlo,se originó por su creencia en la posibilidad de predecir elfuturo a través de él.

El germen de esta idea puede apreciarse en muchas de lastablillas. Así, por ejemplo, en otra tablilla de la mismaépoca que la anterior se lee: "El planeta Mercurio se puede

ver. Cuando Mercurio es visible en el mes de Kislou, habrárobos en el país." En síntesis, cada vez que Mercurio



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estuviera en un cierto lugar del cielo, habría robos.Probablemente, la idea se le ocurrió a los sacerdotes (queeran los encargados de observar el cielo para medir eltiempo y anunciar los momentos adecuados para llevar alcabo las festividades religiosas) como consecuencia de que

muchos fenómenos naturales sí son predecibles a través delos astros —el día y la noche, las estaciones, los eclipses,etc. Sea como fuere, el caso es que decidieron que elacontecer humano está escrito en la bóveda celeste. Y fueasí como a los caldeos les cupo el dudoso honor de inventarla astrología, esa falsa "ciencia" que pretende predecir elfuturo con base en las posiciones de los astros y que, pordesgracia, sigue contando con innumerables adeptos aúnen nuestros días.

PIRAMIDOLOGÍA

La civilización egipcia es una de las que más ha apasionadoal hombre a través de los siglos. La sola mención de lapalabra "Egipto" despierta en nuestra mente imágenes desuntuosas cortes faraónicas, de exóticas odaliscas o demisteriosos sacerdotes. Sin embargo, pocas culturas hansido más estudiadas y analizadas; numerosos arqueólogos,antropólogos e historiadores han dedicado su vida ainvestigarla y sus resultados y conclusiones han generadovolúmenes que llenarían bibliotecas enteras. ¿A qué se

debe, entonces, que siga conservando ese halo de misteriotan especial? Tal vez sólo aquellos que han tenido la fortunade contemplar "en vivo y en directo" las ruinas de susmajestuosas construcciones conozcan la respuesta.

Figura 8. Vista panorámica del grupo de pirámides de Giza. La GranPirámide fue mandada a construir por el faraón Jufu.



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Desafortunadamente, la misma magnificencia de esasruinas, que tanta admiración y respeto despierta en elvisitante de mente clara y abierta, ha inducido a algunosindividuos de mente débil y enfermiza a elaborar teorías, acual más descabellada, para explicar su origen, dando a

entender, de paso, que los antiguos egipcios eran incapacesde semejante labor. La teoría más común afirma que estosespléndidos monumentos no fueron erigidos con finescomunes y corrientes, sino que fueron diseñados parapreservar, de forma inteligible sólo a ciertos "iniciados", losprofundos conocimientos que una raza superior(probablemente extraterrestre) reveló a los constructores.Por desgracia, este tipo de ideas no ha sido superadotodavía.

De los monumentos egipcios que han sobrevivido hasta

nuestros días, la Gran Pirámide es, con mucho, el que másha atraído a los buscadores de "misterios"; de hecho, fueella la que dio origen a la piramidología, tan de moda ennuestros días.

La Gran Pirámide se encuentra en Giza, cerca de El Cairo,formando parte, junto con otras dos pirámides y la Esfinge,de uno de los grupos arquitectónicos más famosos de todoel mundo. El rey Jufu (O Khufu, o Cheops) ordenó laconstrucción de su tumba —la Gran Pirámide— hacia el año

2550 a.C. (aunque, según algunos libros, fue en el 2560), yésta es, junto con sus dos compañeras y la Esfinge, la únicade las siete maravillas del mundo antiguo que hasobrevivido hasta nuestros días. No es aquí, desde luego, ellugar más adecuado para entrar en detalles"piramidológicos", pero sí es interesante mencionar algunospuntos, sobre todo porque ilustran la manera tendenciosaen que se suelen presentar los argumentos que "apoyan"este tipo de teorías.

Los primeros intentos por encontrar relacionesnumerológicas en la Gran Pirámide son muy antiguos, peropuede considerarse que el iniciador de la "piramidologíamoderna" fue un editor y vendedor de libros londinensellamado John Taylor (por cierto que en su libro Buscadoresde estrellas, Colin Wilson, defensor de la piramidología, serefiere a él como "el matemático John Taylor", dándole asíun falso status científico que sirve para impresionar al lectorpoco avezado). Taylor, intrigado por el hecho de que ni enlos jeroglíficos egipcios grabados en piedra ni en losdibujados en los papiros aparecían datos astronómicos,decidió gratuitamente que éstos deberían de estar ocultosen algún lado, ¡y dónde mejor que en la Gran Pirámide!Tras comparar pacientemente los datos con que contaba,



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encontró que la altura de la pirámide era 1/270 000 de lacircunferencia de la Tierra. ¡Asombroso descubrimiento!"Los egipcios", concluyó, "¡conocían las dimensiones denuestro planeta!".

Este es un ejemplo típico de cómo presentan loscharlatanes sus resultados. No es que el hecho en sí no seaverdadero (lo cual, por cierto, estaría por verse, ya que laaltura original de la pirámide no se conoce con precisión),sino que la manera de interpretarlo es engañosa. En otraspalabras: ¿qué tiene de especial que la altura de la GranPirámide sea 1/270 000 de la circunferencia de la Tierra? Laenvergadura de un Boeing 720 de pasajeros esexactamente una millonésima parte de la circunferenciaecuatorial de la Tierra, y es obvio que la existencia de esta"asombrosa" relación no demuestra absolutamente nada.

Figura 9. La Gran Pirámide. Nótese que fue construida con enormesbloques de granito, que tuvieron que ser acarreados en barcas, desde

grandes distancias, por el río Nilo.

John Taylor encontró más relaciones de este tipo y con

todas ellas publicó, en 1859, un libro titulado The GreatPyramid, Why it Was Built and Who Built it. Aunque susideas son relativamente ingenuas, tuvo la fortuna deimpresionar al entonces astrónomo real de Escocia, CharlesPiazzi Smyth, quien se arrogó la tarea de concluir la laborde su "maestro". Poseedor de un conocimiento astronómicomucho mayor que el de Taylor y con una experienciatambién mucho mayor en la búsqueda de relacionesmatemáticas, Smyth no tardó en realizar nuevosdescubrimientos "asombrosos". El más famoso (o, almenos, el que se menciona con mayor frecuencia) es que el

cociente del semiperímetro de la base de la pirámide entrela altura de la misma es igual a (pi). La manera en que



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llegó a este resultado es sensacional. Como no se conocía laaltura de la pirámide, tuvo que deducirla a partir del ánguloque forma cada uno de los lados con la horizontal. Esteángulo es de alrededor de 52 grados, y Smyth postuló quedebió haber sido de 51° 51'14.3". Como consecuencia, la

altura debió ser de 148.21 metros y, por tanto, el cocientedel semiperímetro a la altura era exactamente

. ¡Senecesita mucho descaro para anunciar este resultado como"descubrimiento"! En realidad, él mismo lo forzó, ajustandoel ángulo al valor adecuado. Y son esta clase de métodoslos que aplicó en toda su investigación. Es más, aunsuponiendo que el cociente hubiera sido, en efecto, 3.14159(el valor correcto de

, que es el que obtuvo Smyth), estono habría demostrado nada, puesto que, para los egipcios,

valía 3.16, según se específica claramente en el "PapiroRhind".

Se suele mencionar, también, que los lados de la pirámideestán orientados, con gran precisión, en las direccionesnorte, sur, este y oeste. Esto es cierto, pero no tiene nadade especial. Abundan las estructuras antiguas orientadashacia los puntos cardinales (en México, sin ir más lejos,contamos con varios ejemplos), y en el propio Egipto, enparticular, la evolución de las técnicas de construcción depirámides, entre las que se incluye su orientación, estáampliamente documentada. Así, por ejemplo, la pirámideescalonada de Zoser, en Sakkara, que fue edificada un siglo

antes que la Gran Pirámide (esto es, alrededor del año2650 a. C. ), muestra todavía un error muy grande en suorientación (de 4 grados, aproximadamente).

En síntesis, la historia nos ha mostrado que los egipciosestaban perfectamente capacitados para construir susmonumentos y que las pirámides, en particular, eransimplemente tumbas. Es más, no sólo no requirieron deayuda "extraterrestre" para edificarlas, ni intentaron ocultaren ellas sus "elevados" conocimientos astronómicos, sino

que parece ser que ni siquiera tuvieron estos elevadosconocimientos. En efecto, hasta la fecha no se haencontrado ninguna evidencia de que hayan hechoobservaciones sistemáticas de la Luna, de los planetas o delas estrellas, ni de que hayan contado con la tecnologíaadecuada para llevarlas al cabo, aunque sus mitos y supoesía revelan que creían en la existencia de una profundarelación entre los mundos terrenal y celeste.

Como todos los pueblos de la antigüedad, agruparon a lasestrellas en constelaciones, algunas de las cuales coincidencon las nuestras —como la Osa Mayor, que para ellos era el"Toro"—, mientras que otras —como el "Cocodrilo"— no



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parecen tener equivalencia. La única estrella que parecehaber tenido un significado especial es Sirio, la estrella másbrillante del cielo, a la cual llamaban "Sothis". Es probableque su importancia se haya debido a que hubo una época(hacia el año 4200 a.C.) en que su orto helíaco coincidía,

aproximadamente, con la crecida del Nilo, el suceso mástrascendental en el antiguo Egipto. Es más, su contribuciónastronómica más importante se derivó, precisamente, de lacrecida del Nilo. Como el fenómeno ocurre a intervalosaproximadamente de 365 días, los egipcios introdujeronuna nueva unidad de tiempo (el "año" de 365 días) que lespermitía predecir el acontecimiento. Aunque el valor del añoegipcio difiere del número exacto del año actual (que es365.2422 días), su introducción constituyó un avanceconsiderable en la medición del tiempo; tan es así que, junto con el día, es la unidad de tiempo más usada

actualmente.

I I . P R I M E R O S P A S O S

ANTECEDENTES

DURANTE más de 2000 años, la hegemonía cultural delmundo civilizado correspondió a Egipto y a Mesopotamia(China y la India también habían alcanzado un alto nivelcultural, pero sólo ellas lo sabían puesto que habíanpermanecido aisladas del resto del mundo); pero para finesdel siglo VII a.C. la situación había cambiadoapreciablemente. Después de cumplir gallardamente con supapel en la historia, ambas civilizaciones se enfrentaban a

su inminente decadencia: Nínive acababa de sucumbir antelos embates de medos y babilonios —aliadostemporalmente contra la tiranía asiria— y en sólo 150 añosmás tanto Egipto como Mesopotamia habrían de convertirseen simples colonias persas. El escenario estaba listo paraque una nueva cultura entrara en acción: la cultura griega.

La importancia de la influencia griega en el pensamientooccidental no puede ser menospreciada. A ella debemos,entre otras muchas cosas, el nacimiento de lo que ahora

llamamos "pensamiento científico". Es cierto, desde luego,que los egipcios fueron excelentes arquitectos, y que fueronparticularmente hábiles en el diseño y en la manufactura de



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herramientas de gran utilidad, y es cierto, también, que loscaldeos fueron brillantes observadores del cielo y notablesrecopiladores de datos. Pero en ambos casos, el desarrolloy la recopilación de conocimientos se hizo con finesesencialmente prácticos (la construcción de tumbas más

seguras para sus reyes o una predicción más precisa de losacontecimientos) y adjudicándole además a esosconocimientos un cierto sentido "mágico" que los hacíaprivativos de unos cuantos "iniciados" (los sacerdotes);nunca hubo, hasta donde sabemos, un intento de síntesis ode unificación, ni un planteamiento de los "cómos" o los"porqués". Es por ello que, a pesar de haber llegado aconstituir un impresionante acervo, sus conocimientos noalcanzaron nunca la jerarquía de Ciencia (con mayúscula).

Figura 10. Para los egipcios antiguos, la bóveda celeste era la diosa Nut.según ellos, Nut estaba enamorada de la Tierra, pero el dios del viento seinterponía entre ellos. Todos los días, Ra, el dios del Sol, nacía y moría,después de recorrer el cuerpo de su madre en una embarcación.

Los griegos, en cambio, abordaron el estudio de lanaturaleza desde una perspectiva totalmente distinta;valoraron el conocimiento por sí mismo y desecharon alelemento mágico, místico o sobrenatural de todos susintentos por comprender los fenómenos naturales. Desdeluego, esto no quiere decir que la interpretación mística oesotérica del universo haya desaparecido con los griegos.No sólo persistió entre ellos sino que, por desgracia, hasubsistido hasta nuestros días. Pero lo importante es quetrazaron, por primera vez, una línea divisoria entre magia yciencia; con ellos, la especie humana entra en la edad de la

razón.



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JONIA

A fines del siglo VII a.C., Mileto era la ciudad más prósperadel mundo mediterráneo. Fundada unos cuatro siglos antesen las costas del mar Egeo, en lo que hoy es Turquía, habíaido progresando poco a poco hasta convertirse, bajo elmando de Trasíbulo, su tirano en turno, en la capital tantode la industria (textil) y el comercio como de las artes y lafilosofía. Y fue allí, en medio de esta efervescenciaeconómica e intelectual, donde nació Tales, fundador de laescuela jonia de pensamiento y padre de la cienciamoderna.

La vida y la obra de Tales nos son prácticamentedesconocidas y lo poco que sabemos es a través de terceros

(incidentalmente, esto es válido no sólo para Tales sinopara todos los filósofos griegos anteriores a Platón). Lo queha llegado hasta nosotros se reduce a algunas anécdotasrelatadas por Platón, Aristóteles o Heródoto y a algunascitas que estos autores le atribuyen. Sin embargo, pareceno haber duda de que Tales nació en Mileto, aunque si lahay en lo que se refiere al año de su nacimiento, quealgunos citan como 624 a.C. y otros (los más) como 640 aC. (éste es tan sólo un ejemplo de la incertidumbre quepriva en todo lo que a él se refiere). Según Platón, una vezcayó en un pozo por caminar contemplando las estrellas, lo

que lo convertiría en el proverbial "genio distraído" tanpopular hasta nuestros días; y , según Aristóteles, en ciertaocasión aprovechó sus conocimientos del cielo —y, enparticular, del clima— para hacer dinero, demostrando así aun detractor que el saber y la razón podrían también servirpara ese fin si los sabios se lo propusieran.

Pero el hecho más famoso que se le atribuye, y que, segúncuenta Heródoto, más contribuyó a su fama, es el haberpredicho un eclipse total de Sol que ocurrió en 584 a.C.Esta sola anécdota sería suficiente para demostrarnos queno hay que confiar demasiado en los testimonios que nosllegan de muy lejos en el tiempo, ya que en la época deTales era imposible predecir eclipses de Sol; los de Luna, talvez, puesto que son visibles en toda la Tierra, pero los deSol requieren de una comprensión relativamente profundade los mecanismos involucrados de la que carecían no sólolos griegos de la época de Tales sino hasta culturas muchomás avanzadas. De hecho, la única idea astronómicaatribuida a Tales que es congruente con su tiempo es que laTierra (el mundo, para él) es un disco flotando en agua.



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En síntesis, si a Tales se le ha llamado el "padre de laciencia no ha sido por sus conocimientos —que, a fin decuentas, no eran muy superiores a los de egipcios obabilonios (de quienes, por cierto, parece haberlosadquirido)— sino por haber introducido una nueva manera

de pensar, una nueva actitud ante el Universo en la cual sele presupone inteligible y regido por leyes simples yasequibles al intelecto humano. Fueron la magnitud y latrascendencia de este paso las que le confirieron lainmortalidad.

LA MÚSICA DE LAS ESFERAS

Tales había sembrado la semilla de la ciencia pero, para quediera frutos, era necesario que otros siguieran sus pasos.

Los hubo, por fortuna, y en abundancia. A través depensadores de la talla de Anaximandro y Anaxímenes, laescuela jónica dominó el panorama intelectual de Grecia pormás de cien años. Pero, sin duda, el filósofo másimportante de la época fue Pitágoras.

Nacido en la isla de Samos, frente a las costas de Jonia,fundó una escuela que habría de perdurar por un par desiglos. De hecho, los pitagóricos constituían una secta, másque una escuela, en la que podían ingresar tanto varonescomo hembras; para ser admitido en ella había que hacerciertos votos, cuyo riguroso cumplimiento se exigía so penade expulsión. Así por ejemplo todo pitagórico que sepreciara de serlo debía ser casto, debía abstenerse deprobar vino, los huevos y las habas (podemos deducir quePitágoras aborrecía las habas... ¡y otras cosas!) y no debíareír. Los estudios no se limitaban a las matemáticas ni a lasciencias en general sino que también abarcaban la política.La secta, incluso, llegó a tener un importante poder políticoque ejerció influyendo en favor de la oligarquía. Pero todoen este mundo se acaba, y los pitagóricos no fueron laexcepción: la secta se fue extinguiendo con el paso deltiempo y, simultáneamente —como suele ocurrir en estetipo de congregaciones—, la figura de su fundador se fueexaltando cada vez más. Un dicho afirmaba: "Entre lascriaturas racionales hay dioses y hombres y seres comoPitágoras" y, entre sus discípulos, la frase "lo ha dicho elmaestro" daba por terminada cualquier discusión.



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Figura 11. Formulación del teorema de Pitágoras en varios idiomas de laantigüedad.

Una desafortunada consecuencia de esta mitificación es quePitágoras, el hombre, quedó oculto para la posteridad, trasPitágoras, el semidiós. Sus mismos discípulos contribuyerona ello adjudicándole ideas y descubrimientos hechos porellos con el fin de realzar su imagen. Pero su genio y sugrandeza están fuera de toda duda. Nació en Samos, segúndijimos, hacia el año 580 a.C., y durante más de 30 años sededicó a viajar y a estudiar. Se llamaba a sí mismo"filósofo" (amante del saber), calificativo que

posteriormente se aplicó a todos los pensadores griegos. Suvisión del mundo fue esencialmente unificadora; enpalabras de Arthur Koestler, "une religión y ciencia,matemáticas y música, medicina y cosmología, cuerpo,mente y espíritu, en una inspirada y luminosa síntesis".Buscó sin cesar la armonía y el orden en el Cosmos (se leatribuye haber sido el primero en llamar "Cosmos" a loscielos), y creyó encontrarlos en el "número", al cual leadjudicó un sentido casi mágico. Para él, cuantificar unfenómeno no era empobrecerlo sino enriquecerlo.

Su nombre, en nuestros días, se asocia invariablemente consus descubrimientos matemáticos —¿quién no ha oídohablar del "teorema de Pitágoras"?—, pero suscontribuciones astronómicas no fueron menos importantes.Fue el primero en sostener la esfericidad de la Tierra,aunque sus razones no eran "científicas", sino de "bellezageométrica", y sus especulaciones sobre la "armonía de lasesferas" inflamaron durante más de diez siglos laimaginación de decenas de astrónomos, algunos de ellostan célebres como el mismo Kepler.



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Pero... ¿en qué consiste la "armonía de las esferas"? Setrata de un ejemplo típico del pensamiento pitagórico: unaidea basada en el principio de la armonía universal.Pitágoras había descubierto que la altura del sonido emitidopor una cuerda tensada (el "tono", como le llaman los

músicos) dependía de la longitud de cuerda, y que losintervalos entre notas de la escala musical que suenanagradables al oído corresponden a relaciones numéricassimples entre las longitudes de las cuerdas. Estedescubrimiento lo llenó de gozo: ¡había dado el paso decalidad a cantidad! ¡ Había logrado cuantificar unaexperiencia humana! De aquí surgió toda su filosofía: si laarmonía musical se reducía a números y los números, a suvez explicaban el Cosmos, ¡el Cosmos era armonía! Decidió,entonces, que los planetas debían de producir sonidosmusicales en su lento vagabundeo entre las estrellas,

sonidos que, según él, no percibimos por mera costumbre,ya que, desde que nacemos, estamos inmersos en ellos.

No es fácil sustraerse al encanto de las ideas pitagóricas; dehecho, todo científico las comparte de una u otra manera.Pero, para bien o para mal, la validez de una teoría no sedetermina por su valor estético: la "armonía musical de lasesferas" tiene un alto valor poético, pero es falsa El mismoPitágoras utilizó la frase "armonía de las esferas" en unsentido más amplio; su "armonía" no es una armoníamusical, que es relativamente restringida, sino una armonía

más general, una interrelación entre todas las componentesdel Universo: en síntesis, un orden cósmico.

LA EDAD DE ORO DEL PENSAMIENTO

A mediados del siglo VI a.C., Ciro el Grande logró unificar alImperio persa e inmediatamente se dio a la tarea deampliar sus dominios. Jonia, en pleno auge económico ycomercial, era una presa de lo más apetitosa y no tardómucho en caer en sus manos (546 a.C.). Pero los jónicos nohabían nacido para ser esclavos; se rebelaron en el año 499a.C. y, a pesar de su aparente inferioridad militar, lograronderrotar a los persas en batallas que han pasado a lahistoria, como la de Maratón y la de Salamina.



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Figura 12. Platón consideraba que la astronomía era solamente útil paraproporcionarle al agricultor y al navegante un conocimiento sobre el

tiempo y las estaciones.

Los persas no intentaron volver y Grecia, fortalecida yunificada como consecuencia de la guerra, habría dedisfrutar de 50 años de paz. Y cómo los aprovecharon! Lasartes, las ciencias, la medicina y la filosofía florecieron a ungrado tal que este periodo pasó a la historia como "la Edadde Oro". Sin embargo, este florecimiento no habría de darseen Jonia, la cual, más debilitada por las guerras que susaliados griegos, no tuvo más remedio que delegar en ellos

su hegemonía económica y cultural. Así Atenas seconstituyó en el nuevo líder.

Si bien es cierto que en la Edad de Oro las letras, la filosofíay la medicina alcanzaron niveles nunca antes vistos, nopuede decirse lo mismo de la astronomía. Ninguno de losgrandes pensadores de la época —Sócrates, Platón yAristóteles— contribuyó a su avance con ideas innovadoraso espectaculares. Sócrates, en particular, parece no haberlatenido en gran estima. Aunque no se conserva ninguno desus escritos, Jenofonte dice en sus Memorabilia que

"Sócrates recomendaba el estudio de la astronomía, perosólo para saber el tiempo de la noche, de los meses y delaño [ ...] Pero advertía contra la continuación de estudiosastronómicos [...] ya que, según decía, no veía ningún valoren ello...".

Platón, por su parte, no tenía una mejor opinión. Condenócualquier estudio cuidadoso de los movimientos de losastros como "degradante" y los consideró dignos de estudiosólo por su conexión con la geometría y porque los

movimientos "reales" de los astros podían sugerirmovimientos ideales de mayor belleza e interés. En La



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República, uno de sus 27 diálogos, insiste en que laastronomía es "útil para proporcionarle al agricultor, alnavegante, y a otros, un conocimiento de tiempos yestaciones", según escribe Berry. Sin embargo menciona,también en La República, que las ciencias que formarán al

rey filósofo (el rey ideal, según él) serán las matemáticas(y, en especial, la geometría), la astronomía y la dialéctica(es decir, la filosofía propiamente dicha).

En el Timeo, otro de sus diálogos, llama a la Tierra"guardián y artesano del día y la noche", lo cual demuestra,según algunos, que conocía su movimiento de rotación.Esta interpretación ha sido motivo de controversia durantesiglos y, hoy en día, son pocos los que la toman en serio. Elargumento es que un conocimiento de tal magnitud no semenciona sólo en una corta frase y, además, "de pasada".

En una obra tan considerable como la de Platón, sería deesperarse que apareciera al menos en algún otro lugar. Nohay duda, en cambio, en lo que se refiere a sus ideas sobrelas órbitas de los planetas. Opinaba —igual que Pitágoras— que deberían de ser circulares, puesto que el círculo es lafigura perfecta. Esta idea, que fue aceptada durante siglos,fue su única contribución astronómica para la posteridad; y,por desgracia, es falsa.

El último de los grandes filósofos de la Edad de Oro fue

Aristóteles. Fiel seguidor, durante su juventud, de las ideasde su maestro Platón, terminó por apartarse de ellas y porfundar su propia escuela de pensamiento. Su introducciónde la observación y la deducción (y hasta un poco deexperimentación) como únicas bases sólidas delconocimiento permiten considerarlo, en cierto sentido,como el fundador de la ciencia moderna. Fue (o intentó ser)un genio universal, según puede constatarse en la increíblevariedad de sus obras —que abarcan desde retórica ypolítica hasta biología y metafísica—, y contribuyósignificativamente a casi todas las ramas del saber; pero en

astronomía fue más un recopilador que un innovador.Aceptó el modelo de esferas para las órbitas planetarias eincluso construyó el suyo propio, añadiendo 22 esferas(para hacer un total de 56) a los "mejores" modelosanteriores. Dio varios argumentos para la redondez de laTierra, explicó correctamente las fases de la Luna y, en su Tratado del Cielo, citó (sin decir de dónde lo tomaba) eldato más antiguo que poseemos sobre las dimensiones denuestro planeta: 400 000 estadios de circunferencia (que, a157 metros por estadio, dan casi el doble del valor real).Sin embargo, a pesar de todo lo anterior, se le suele

mencionar como una influencia nefasta para el desarrollo dela ciencia porque, para su desgracia, en las fases postrerasde la Edad Media se cayó en una especie de "culto a



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Aristóteles". Si un hecho no aparecía en sus escritos, teníaque ser falso, y en algunas universidades europeas se llegóal extremo de hacer jurar a los futuros catedráticos queestaban de acuerdo con sus ideas, "especialmente en lo queconcierne a la naturaleza de los cometas". Pero es injusto

condenar a Aristóteles por ello: Sólo podemos juzgarlocomo producto de su tiempo. Y, si lo hacemos, no hay dudade que sale absuelto.

Figura 13. La sombra de la Tierra, proyectada sobre la Luna durante uneclipse parcial, muestra que la Tierra tiene forma esférica.

ALEJANDRÍA

Atenas vivió en paz tan sólo medio siglo pero,

curiosamente, cuando llegaron las guerras —y las derrotas,sobre todo—, éstas no inhibieron ni su actividad artística nisu creatividad intelectual. Baste señalar que la Edad de Oro,propiamente dicha, terminó al iniciarse la guerra conEsparta (431 a.C.) o al morir Pericles (429 a.C.),dependiendo del historiador, de modo que ni Platón niAristóteles pertenecieron a ella. Platón, por ejemplo, nacióen plena guerra con Esparta y, para cuando fundó la"Academia", Atenas ya llevaba más de diez años bajo sudominio; y Aristóteles, que nació bajo el dominio espartano,fundó el "Liceo" bajo el dominio macedonio y murió cuando

éste se encontraba en plena decadencia, un año después dela muerte de Alejandro Magno.

Desde el punto de vista de la astronomía, la muerte deAristóteles marca en cierto sentido, el fin de la hegemoníade la Grecia continental. Si bien es cierto que hubo grandesastrónomos tanto en la Edad de Oro como en la "Edad dePlata" que la siguió (Eudoxio, Filolao, Heráclito), también loes que sus contribuciones no tuvieron la trascendencia delas de los "gigantes". Los siguientes avances astronómicosrealmente significativos habrían de seguir proviniendo de lacultura griega pero, curiosamente, ya no habrían deoriginarse en Grecia. Una pequeña ciudad, recién fundada



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en el norte de África, estaba lista para entrar al relevo: sellamaba Alejandría.

Figura 14. Alejandro Magno no sólo fue un gran conquistador, sino quetambién apoyó el desarrollo de artes y ciencias, influido, probablemente,por las enseñanzas de su maestro Aristóteles. Por ello fundó la ciudad deAlejandría, en Egipto, a la cual dotó con la mejor biblioteca de su tiempo.

Cuando se habla de Alejandro de Macedonia, lo primero queviene a la mente es la imagen del guerrero invencible alomos de su fiel Bucéfalo. Sin embargo, no todo fuebelicosidad y ansia de poder en la mente del "Magno";discípulo a fin de cuentas de Aristóteles, nunca se olvidópor completo de las artes ni de las ciencias. Impuso sucultura a los pueblos conquistados, como cualquierconquistador, pero con la diferencia de que la cultura greco-macedónica era, a la sazón, la más avanzada del mundo. Ypara cuando muere en Babilonia (de la manera más idiota:se bebió 4 litros de licor para romper un "récord"; lorompió, pero no sobrevivió), la semilla del helenismo yahabía sido sembrada desde España hasta la India y desdeEgipto hasta Persia.

Después de conquistar Egipto, y de hacerse proclamarfaraón, Alejandro decide fundar en la desembocadura delrío Nilo una ciudad que lleve su nombre y a la cual puedanacudir todos los sabios a estudiar y trabajar. Es así comonace Alejandría, en el año 332 a.C. Dotada, desde sunacimiento, de una gran biblioteca y un impresionantemuseo, habrá de substituir a Atenas como centro deldesarrollo intelectual; en particular, durante los siguientes500 años todos los grandes astrónomos (excepto Hiparcode Nicea), han de vivir y trabajar en ella.



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MEDICIONES

La muerte de Aristóteles marca el inicio de un periodorelativamente tranquilo en lo que se refiere al desarrollo dela astronomía. Hubo, desde luego, grandes astrónomos,tanto en la Edad de Oro como en la época subsecuente(Eudoxio, Filolao, Heráclito), pero sus contribuciones nollegaron a tener la trascendencia de las de los "gigantes".Hubo que esperar más de cien años para que se produjeraun avance realmente importante, y éste no habría deoriginarse en Grecia sino en Alejandría: allí vivía ytrabajaba Aristarco de Samos.

Nacido en la isla de Samos, como Pitágoras, Aristarco fuetambién el último astrónomo de la escuela pitagórica. Poco

sabemos de su vida, excepto que ya estaba en Alejandríahacia el año 281 a.C., donde observó el solsticio de verano.De su obra sólo nos ha llegado un corto tratado tituladoSobre las dimensiones y las distancias del Sol y de la Luna, que forma parte de una colección de nueve textosastronómicos que, por fortuna se copió con tanta frecuenciaque sobrevivió (se le llamaba La pequeña composición). Enél, Aristarco describe —y aplica— un ingenioso métodogeométrico para determinar la razón de las distanciasTierra-Sol y Tierra-Luna. La idea básica, en términosmodernos, es que la Tierra, el Sol y la Luna constituyen los

vértices de un triángulo rectángulo cuando la Luna está encuarto creciente (o menguante); la relación mencionada es,entonces, la tangente trigonométrica del ángulo bajo el cualse ve el Sol en ese momento. El método es perfectamenteválido desde el punto de vista teórico, pero en la práctica,el ángulo en cuestión es muy difícil de medir con laprecisión requerida, no sólo en tiempos de Aristarco sinoaun en nuestros días. Aristarco lo estimó en 87 grados(siendo que es mayor de 89) y concluyó que el Sol estáentre 18 y 20 veces más lejos que la Luna (cuando que elvalor correcto es 400).

Más ingenioso aún es el método que expone paradeterminar el tamaño de la Luna, utilizando un eclipselunar; el valor que obtuvo (un tercio del de la Tierra) es, encambio, excelente para su época (la Luna mide como lacuarta parte de la Tierra). Sin embargo, la importancia deestos trabajos de Aristarco no radica en sus resultadosnuméricos, que pueden haber sido buenos o malos, sino enel hecho mismo de que se haya planteado la posibilidad dellevar al cabo tales mediciones y que haya desarrolladométodos para ello. Nos encontramos, por primera vez, anteuna nueva perspectiva del Universo, en la cual se ledespoja de un carácter místico para convertirlo en un ente



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físico no sólo comprensible a través de la razón, sinoprovisto de dimensiones físicas medibles.

Curiosamente, la fama actual de Aristarco no se deriva desus mediciones sino de su modelo del Sistema Solar. En sulibro El contador de arena, Arquímedes nos dice, hablandode Aristarco, que "Sus hipótesis son que las estrellas fijas yel Sol permanecen inmóviles, que la Tierra gira alrededordel Sol en la circunferencia de un círculo, con el Sol en elcentro de la órbita..."; y Plutarco, en su tratado En la faz dela Luna, cuenta que Aristarco fue acusado de impiedad porsuponer que "el cielo permanece en reposo, y la Tierra sedesplaza en un círculo oblicuo rotando, al mismo tiempo,sobre su propio eje". No se puede ser más claro: nosencontramos, por primera vez, ante la idea de una Tierratrasladándose alrededor del Sol y rotando sobre su eje. Es

por ello que a Aristarco se le suele llamar, con justa razón,"el Copérnico griego". Sus ideas, sin embargo, fueronimpugnadas por sus contemporáneos y terminaron por caeren el olvido; la razón es fácil de comprender. Para sudesgracia, se había adelantado a su época "nada más" ¡17siglos!

EL TAMAÑO DE LA TIERRA

El método de Aristarco para determinar la distancia entre laTierra y la Luna no da como resultado esta distancia enunidades "absolutas" —como metros, kilómetros o millas—,sino que la da en términos de las dimensiones de la Tierra.El propio Aristarco obtuvo un valor de 19 radios terrestres,muy apartado del valor real de 60, pero su principal errorno se derivó ni del método empleado ni de sus mediciones,sino del valor que le asignó al diámetro aparente de laLuna, el cual tomó como de 2 grados, siendo que es cuatroveces menor. Lo interesante, sin embargo, es queindependientemente de la precisión del cálculo, el resultadoseguía sin darle una idea clara de la distancia a la Luna, yaque en esa época aún se desconocían las dimensiones de laTierra.

La primera mención conocida de las dimensiones de nuestroplaneta se debe —ya lo hemos dicho— a Aristóteles, quienle asigna una circunferencia de 400 000 estadios sin señalarla procedencia del dato. La segunda proviene deArquímedes: 300 000 estadios, también sin mayorinformación. Y la tercera, la más precisa y la únicaexhaustivamente detallada, es la de Eratóstenes, el propio

autor de la medición.



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Nacido en la ciudad africana de Cirene hacia el año 276 a.C.y llamado por el rey de Alejandría, Tolomeo Evergetes, parahacerse cargo de la dirección de la célebre biblioteca, haciael 250 a.C., Eratóstenes aprovechó su inventiva y susconocimientos del cielo (era geógrafo de profesión) para

medir nada menos que la Tierra.

Su método fue tan ingenioso como simple. En sus viajeshabía visitado la ciudad egipcia de Siene, situada unos 800kilómetros al sur de Alejandría, en lo que hoy es Asuán.Pues bien, en Siene había un pozo muy profundo, yEratóstenes recordaba que en el día más largo del año —eldía del "solsticio de verano", o sea, el 21 de junioaproximadamente— los rayos del Sol iluminaban, amediodía, el fondo del pozo; eso significaba que, en esemomento, los rayos del Sol caían verticalmente o, en otras

palabras, que el Sol estaba exactamente sobre la ciudad.Sin embargo, ese fenómeno no se presentaba enAlejandría: el mismo día y a la misma hora los objetosproducían sombra, lo cual indicaba que el Sol no se hallabadirectamente sobre ella. Atribuyendo este hecho a laesfericidad de la Tierra y comparando la longitud de lasombra con la del objeto que la producía, fue fácil paraEratóstenes determinar el ángulo entre el Sol y la vertical —resultó ser de unos 7 grados y medio—, que es también elángulo entre Siene y Alejandría visto desde el centro de laTierra. Ahora bien, 7 grados y medio son,

aproximadamente, 1/50 de una "vuelta completa" (que esde 60 grados) y, en consecuencia, la distancia entre Siene yAlejandría es la misma fracción (1/50) de la circunferenciade la Tierra. Por lo tanto, ¡la circunferencia de la Tierra esde 50 x 800 = ¡40 000 kilómetros!

Figura 15. Eratóstenes calculó por primera vez la circunferencia terrestre,utilizando un esquema como éste para explicar la ausencia de sombras en

Siene y su presencia en Alejandría en el mismo momento.



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Es obvio que los números que hemos presentado no son losmismos que usó Eratóstenes; la circunferencia de la Tierraes efectivamente de 40 000 kilómetros, pero el valor queobtuvo Eratóstenes fue de 250 000 estadios. Para saberqué tan preciso es este resultado habría que saber qué tipo

de "estadio" usó, ya que se usaban varios, ligeramentediferentes. Pero con el más común, de 157.5 metros, laconcordancia resulta sorprendente, aunque ello debeatribuirse más a la casualidad que a la precisión de lasmediciones. Pero eso no demerita en lo más mínimo detrabajo de Eratóstenes. Siempre se le recordará como elprimero que midió, científicamente, nuestro planeta.

ESFERAS SOBRE ESFERAS

Con la muerte de Aristarco, hacia el año 230 a.C., elestudio del Sistema Solar entra de lleno en una etapa queArthur Koestler llama con razón, "el divorcio de la realidad".¿Por qué se olvidaron las ideas heliocéntricas de Aristarco?¿Por qué se retornó a la idea del círculo como la únicaórbita posible? Nadie lo sabe. El hecho es que durante 400años astrónomos de jerarquía indiscutible, justamentecélebres por sus innovaciones y descubrimientos endiversos campos de la astronomía, se empecinaron, en loque se refiere al Sistema Solar, en reproducir losmovimientos de los planetas con la mayor precisión posible

por medio de combinaciones de trayectorias circulares. Nosólo no les preocupaba el grado de complejidad quealcanzaran sus arreglos, sino que, peor aún, no lesimportaba si éstos eran reales. Se habían divorciado de larealidad, y la astronomía planetaria se había convertido enun simple ejercicio de geometría.

La mayor parte de los historiadores de la astronomíacoinciden en señalar a Hiparco de Nicea como el astrónomomás grande de la antigüedad. Trabajó en la isla de Rodasentre los años 160 a.C. y 120 a.C. —ya hemos mencionadoque fue el único de los grandes astrónomos de la época queno vivió en Alejandría— y su obra es de una magnitud ydiversidad poco común: entre otras cosas, inventó latrigonometría (para facilitar sus cálculos), elaboró el primercatálogo de estrellas del que se tiene noticia e inventó laescala de "magnitudes" que seguimos usando para describirsu brillo; descubrió la precesión de los equinoccios;determinó la distancia a la Luna por el método de Aristarco(obtuvo un valor de 59 radios terrestres, muy cercano alreal, que es de 60) y desarrolló una construccióngeométrica para reproducir los movimientos del Sol y de laLuna por medio de "excéntricas" y "epiciclos" (curvasengendradas por ciertas combinaciones de movimientos



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circulares). Cabe señalar, sin embargo, que la única obrasuya que nos ha llegado es un trabajo de juventud, de pocovalor científico; sus logros importantes los conocemosporque se detallan en la obra de otro gran astrónomo:Tolomeo.

Claudio Tolomeo constituye, en cierto sentido, el clímax y elfin de la astronomía griega. Nada sabemos de su vida,excepto que vivió y trabajó en Alejandría entre los años 127y 141 (ya de nuestra era). No se distinguió ni comoobservador ni como teórico, pero tuvo el mérito indiscutiblede recopilar en un extenso tratado todos los conocimientosastronómicos de su época. Lo llamó Megiste Sintaxis, queen griego significa "Gran colección", pero nosotros laconocemos como Almagesto, debido a que lo que nos llegóno fue la obra original sino una traducción al árabe (Al-

Magisti: la mayor obra). Su importancia no puede sermenospreciada; por un lado es, con mucho, la fuente deinformación más rica sobre la astronomía griega y, por otro,fue el "libro sagrado" de la astronomía durante casi 15siglos, superado sólo por las obras de Aristóteles. Consta de13 libros, casi todos recopilaciones de trabajos anteriores.Los primeros seis tratan temas como el movimiento de labóveda celeste, la duración del año, la duración del mes, elfuncionamiento de un instrumento llamado "astrolabio" ylos eclipses; los dos siguientes contienen un catálogo deestrellas —casi idéntico al de Hiparco— y los cinco últimos

contienen la contribución astronómica más importante deTolomeo: su teoría de los movimientos planetarios. Esta esuna simple extrapolación, a todos los planetas, de lasconstrucciones geométricas que Hiparco había usado parareproducir los movimientos del Sol y de la Luna. Elresultado es un complicadísimo sistema en el cualexcéntricas, epiciclos y deferentes se entrelazancaóticamente en un desesperado intento por reproducir losmovimientos planetarios sin violar la rígida norma detrayectorias circulares. Cómo sería el sistema que, segúncuenta Gracián, cuando alguien se lo explicó a Alfonso X, el

Sabio, éste exclamó: "si el Supremo Hacedor me hubieraconsultado antes de embarcarse en la Creación, le hubieserecomendado algo mucho más simple".



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Figura 16. El Partenón, obra maestra de la arquitectura que nos legó lacultura griega.

I I I . L A E D A D D E O R O

OSCURIDAD

CON la declinación de la civilización griega se extiendesobre el pensamiento humano la inmensa noche de la EdadMedia. En lo que concierne a la ciencia, el nuevo amo delmundo, el Imperio romano, solamente vino, vio y... se fue.Hubo, desde luego, algunas luces aisladas, unas másbrillantes que otras:

Plinio el Viejo, por ejemplo —que murió asfixiado por los

humos del Vesubio en el año 79—, nos legó, en su Historianatural, un excelente compendio del saber de la época, yTitius Lucretius Carus, más conocido como Lucrecio, expusosu visión atomista y evolutiva del Universo en su magnopoema De Natura Rerum (Sobre la naturaleza de las cosas). Pero en general, el afán de saber y el gusto por la vida sefueron desmoronando paulatinamente a la par que elImperio romano. Este proceso se inicia en el año 284,cuando Diocleciano lo fragmenta en Imperio de Oriente eImperio de Occidente; después, los sucesos se precipitan:los hunos invaden Europa en el año 375 seguidos por

godos, visigodos y vándalos. Roma se defiendegallardamente, pero poco a poco sus fuerzas se van



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mermando; en sólo 35 años es tomada y saqueada dosveces (en el 410 y en el 445), y el inevitable fin llega en elaño 476 con la deposición de Rómulo Augústulo, últimoemperador romano de Occidente. La noche ha empezado enEuropa y habrá que esperar 700 años para vislumbrar la

aurora.

Quedaba, sin embargo, el Imperio de Oriente. MientrasRoma luchaba por su vida, Constantinopla —su capital,fundada en el año 324 por el emperador Constantino—, sehabía ido fortaleciendo hasta convertirse en el centrocomercial y económico más poderoso de la época. Pordesgracia, sus raíces mismas iban a constituir unimpedimento para el desarrollo científico ya que el propioConstantino le había conferido, al erigirla, un carácteresencialmente religioso. El motivo fue, desde luego,

político, pero habría de tener consecuencias desastrosaspara la ciencia ya que el cristianismo nunca se hacaracterizado —y menos en aquella época, en que luchabapor sobrevivir— por mantener una actitud positiva ante laciencia. Así, por ejemplo, un típico representante de laépoca llamado Lactancio, ridiculiza la idea de la esfericidadde la Tierra en su libro Sobre la falsa sabiduría de losfilósofos, argumentando lo divertido que debe ser ver a losantípodas caminando de cabeza o la lluvia "cayendo" haciaarriba. Y, mucho más importante por su trascendencia, esla condena que hace Agustín, obispo de Hipona (África), en

su Enchiridion: "Cuando [...] se plantea la pregunta de loque hemos de creer en cuanto a religión, no es necesarioindagar la naturaleza de las cosas como lo hacían aquellos aquienes los griegos llamaban 'physici', tampoco debemosalarmamos porque los cristianos ignoren la fuerza y elnúmero de los elementos; el movimiento y el orden y loseclipses de los cuerpos celestes; la forma de los cielos; lasespecies y la naturaleza de los animales, plantas, piedras,fuentes, ríos, montañas; la cronología y las distancias; lasseñales de las tormentas en ciernes, y mil cosas más queesos filósofos han hallado o creen haber descubierto [...]

Baste para el cristiano saber que la única causa de todas lascosas creadas [...] sean celestes o terrenales[ ... ] es labondad del Creador, único Dios verdadero".

Ante este tipo de ideas, que son las que prevalecierondurante más de 1 000 años, no es de extrañar que lasciencias cayeran en un bache sin precedentes. Enastronomía, en particular, no hubo un solo descubrimientode importancia capital desde Tolomeo hasta Copérnico. Y esque el hombre había perdido la alegría de vivir y, en

consecuencia, el afán de saber; ¿por que preocuparse, a finde cuentas, por este valle de lágrimas, al que sólo se vienea sufrir y a pagar el pecado que nos da la vida, si el hombre



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no fue creado para esta empresa, sino para honrar alSeñor? ¿No fue acaso el probar del árbol de la sabiduría elprimer pecado capital? Ante semejantes estímulos, laciencia languideció; el hombre había vuelto los ojos al cielo,pero no miraba las estrellas. En todo el mundo era noche

cerrada.

EL DESCUBRIMIENTO DE LA TIERRA

Mientras tanto, en el Imperio de Oriente, el emperadorJustiniano se encargó de aniquilar los últimos vestigios depensamiento "libre" clausurando, en el año 529, la Escuelade Atenas. El golpe fue devastador y por el momentopareció que la ciencia no podría recuperarse; pero, comotantas otras veces, la decadencia de una cultura habría de

compensarse con el surgimiento de otra, más ignorante enun principio, es verdad, pero también más vigorosa yemprendedora: la cultura musulmana, que en sólo 100años iba a transformar drásticamente esta situación.

Figura 17. La Mezquita de Santa Sofía en Estambul (antes Constantinopla)es muestra viva de la pasada grandeza de la capital del Imperio Romano

de Oriente.

Mahoma, gran unificador de los pueblos árabes, nació en LaMeca en el año 570 y comenzó a predicar cuando contabacon unos 40 años de edad. Obligado a huir de su ciudadnatal en el 622 —episodio conocido como la "Hégira"—,vuelve como conquistador en el 630. A su muerte, acaecidados años más tarde, sus enseñanzas se recopilan en elCorán (en árabe Qur'an: relato), y es hasta entonces que lagrandeza de su obra unificadora comienza a manifestarseen todo su esplendor. Convencidos de poseer la únicareligión verdadera, los pueblos árabes se lanzan a laconquista del mundo al grito de "Alá es el único dios y



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Mahoma su profeta". En sólo 30 años el imperio se extiendedesde las fronteras de la India, por un lado, hasta África yel Mediterráneo, por el otro (según se cuenta, al tomarAlejandría —en el 640—, el caudillo musulmán Amr ibn al-As exclamó, al tiempo que señalaba la famosa biblioteca:

"Si están de acuerdo con el Corán, sus libros son inútiles; sino lo están, son infieles. Quémenlos.").

Felizmente, los conquistadores árabes no intentaronaniquilar la cultura de los pueblos sojuzgados; careciendode una propia, se dedicaron, más bien, a recopilar, unificary asimilar las diversas tradiciones culturales que ibanencontrando, con lo que, a la larga, habrían de crear unanueva cultura, la suya propia, más abierta y con un caráctermarcadamente cosmopolita. Curiosamente, su religióncontribuyó al proceso de manera decisiva, ya que el Corán,

por un lado, está decididamente orientado hacia estemundo y, por el otro, prácticamente no contiene dogmascientíficos. Con el auge del imperio sobreviene el ansia desaber: hacia el año 765, el califa de Bagdad, Al-Mansur,decide invitar a su corte a todos los estudiosos del imperio;su sucesor, Harún Al-Rashid —el célebre califa de Las mil yuna noches— ordena la primera traducción al árabe del Almagesto de Tolomeo (la versión final se originó hastafines del siglo IX) y el proceso culmina con la creación,hacia el 835, de la "Casa de la Sabiduría" por el califa Al-Mamún. Bagdad habrá de ser la "Nueva Atenas" hasta el fin

del milenio y, en particular, en ella habrá de preservarse yextenderse el conocimiento astronómico. Fiel reflejo de elloes la multitud de palabras árabes que encontramos en laastronomía actual: nombres de estrellas —como Aldebarán,Altair o Mizar—, términos astronómicos —como zenit onadir— y hasta el nombre de la Biblia de la astronomíamedieval: el Almagesto. Vale la pena mencionar, comosimple curiosidad, que los nombres de los astrónomosárabes nos han llegado, en cambio, latinizados. En contrade lo que pudiera pensarse, esto es algo que debemosagradecer a los traductores, ya que, por ejemplo,

Muhammad ibn Jabir ibn Sinan abu Abdullah al-Battani llegóa nosotros, simplemente, como Albategnius.

Poco a poco, hacia fines del milenio, la situación comienza acambiar en Europa: hay paz, nuevos inventos multiplican laproductividad agrícola, el comercio se activa y las ciudadesadquieren nueva vida; la avidez por el conocimiento crecedía con día y las traducciones del árabe al latín comienzan aexigirse (en Toledo, Gerardo de Cremona traduce 70 obras,entre ellas el Almagesto, de 1160 a 1187); se fundan

universidades en Bolonia, Oxford y París, donde se estudiaa los griegos (que se han filtrado a través de España);Cimabue y el Giotto revolucionan la pintura, preparando el



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terreno para los Leonardo y Miguel Ángel que están porllegar; y, por último, los viajes de Marco Polo señalan laexistencia de horizontes insospechados que inflaman laimaginación tanto tiempo aletargada, permitiendovislumbrar la era de exploración y aventura que se avecina

y que habrá de culminar con el viaje de Colón. El hombre,en síntesis, vuelve a descubrir la Tierra.

La astronomía, desde luego, participa de estaefervescencia, pero para obtener grandes logros habrá deesperar otros cien años. La razón es evidente: un mileniodespués de su muerte, Tolomeo sigue siendo el "últimogrito" y, en consecuencia, el que señala el rumbo. Así, porejemplo, hacia fines del siglo XV Girolamo Fracastoroconstruye un sistema de ¡79 esferas! para explicar elcomportamiento de los planetas. Pero es sólo el canto de

agonía del cisne; en esos momentos, un canónigo polaco seprepara calladamente en Italia y habrá de ser él quien dé elsiguiente paso ¡Y qué paso !

Figura 18. Astrónomos persas.

COPÉRNICO

Nicolás Copérnico (versión españolizada de Copernicus que,a su vez, es la versión latinizada del original Koppernigk)nació el 19 de febrero de 1473 en la ciudad de Torun, aorillas del río Vístula. Fue, según lo describió Stephen P.Mizwa, "un eclesiástico por el deseo de su tío-tutor y, porvocación, un artista cuando buscaba relajarse, un médicopor su entrenamiento y predilección, un economista poraccidente, un hombre de estado y un soldado por

necesidad, y un hombre de ciencia por la gracia de Dios ypor amor a la verdad en sí misma". Enviado a Italia por su



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tío Lucas Watzelrode para estudiar leyes canónicas,aprovecha para instruirse también en medicina yastronomía en Bolonia, Padua y Ferrara. A la edad de 33años vuelve a su patria, donde le espera la canongía deFrauenburg que su tío le ha tramitado, pero, de hecho, se

convierte en médico y secretario de Lucas. Allí, en razón desu puesto, se ve obligado a intervenir en infinidad dedisputas locales y en guerras contra el invasor (los"caballeros teutónicos"); la paz se firma en 1521 yCopérnico se ve libre, finalmente, para dedicarse de lleno ala astronomía (su tío había muerto en 1512). Unos añosmás tarde (alrededor de 1528) publica su primer tratadoastronómico —el Commentariolus o Pequeño comentario,escrito probablemente hacia 1512—, cuyo impacto fueconsiderable, y 10 años más tarde, en 1539, decide, ante lapresión del joven astrónomo Georg Joachím —más conocido

como Rheticus—

publicar su obra magna: De revolutionibusorbium coelestium, cuyo primer ejemplar impreso llegó asus manos, según la tradición, en su lecho de muerte, el 24de mayo de 1543.

La idea fundamental del trabajo de Copérnico, la que habríade asegurarle un lugar entre los inmortales, fue lasustitución de la Tierra por el Sol como centro del Universo,"degradando" a la primera a la categoría de simple planeta.Cabe señalar, sin embargo, que su pretensión no era, nicon mucho, la de originar una revolución; conservador

hasta la médula de sus huesos, buscaba simplemente unadisposición geométrica del Sistema Solar que permitieseuna explicación del movimiento observado de los planetasen términos exclusivamente de movimientos circulares"puros", cuyo abandono en aras de "excéntricas" y"deferentes" criticaba acerbamente. Él mismo narra cómotuvo que explorar textos filosóficos antiguos ycontemporáneos a la caza de explicaciones alternativas a lade Tolomeo —a quien, por cierto admiraba— y cómo lasencontró en Filolao, Aristarco e Hicetas, todos los cualesdesplazaban a la Tierra de su privilegiada posición. Los

nuevos principios deben haber estado claros en su mentedesde épocas relativamente tempranas, ya que elCommentariolus, en el que expone sus ideas por primeravez, se inicia con una "declaración de principios" entre losque se cuentan: "2. El centro de la Tierra no es el centrodel Universo sino solamente el de la gravedad y el de laórbita de la Luna", y "3. Todas las esferas giran en torno alSol, como si estuviera en el centro de todo, así que elcentro del mundo está cerca del Sol". De hecho, las sietehipótesis del Commentariolus contienen ya todos losprincipios del sistema copernicano; suenan tan "modernas"

que al leer el resto del tratado no se puede evitar unaprofunda desilusión, pues en su intento por mantenerse



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dentro de la regla de movimientos circulares, Copérnicointroduce, también, los omnipresentes epiciclos. Y nunca selibrará de ellos, ni siquiera en su obra cumbre.

En De revolutionibus orbium coelestium, Copérnico expandey perfecciona su sistema del mundo. Una traducción fiel deeste título no es fácil: se le menciona, indistintamente,como Sobre las revoluciones de las órbitas celestes, El librode las revoluciones de las esferas celestes o variacionesligeramente diferentes de las anteriores. La edición originalconsta de seis "libros" —de los cuales los más importantesson los últimos dos, dedicados a los movimientos aparentesde los planetas, sus distancias al Sol y sus tiempos derevolución— y de un prólogo (no autorizado por Copérnico),escrito por un tal Andreas Osiander —matemático y teólogoluterano—, en el cual se explica que la obra es una mera

hipótesis que no debe tomarse muy en serio. El fin de esteprólogo era, desde luego, evitar fricciones con la Iglesia —para la cual la Tierra era el centro del Universo, puesto queen ella moraban las criaturas del Señor— pero no estabafirmado, lo cual invitaba a considerarlo como el punto devista del autor. Debido a ello, en parte, y debido a que laobra misma es particularmente oscura e ilegible, Derevolutionibus no tuvo el impacto que era de esperar. Másaún, la pretendida "simplificación" del sistema tolemaico noera tal: Copérnico necesitaba de 48 esferas para explicarlos movimientos de los planetas, ¡contra sólo 40 del modelo

tolemaico en boga! Su verdadero valor astronómico yfilosófico, el de expulsar a la Tierra de una posiciónprivilegiada, habría de ser comprendido solamente mediosiglo más tarde; era el turno de Kepler y Galileo.

Figura 19. En el mural de Juan O'Gorman de la Biblioteca Central deCiudad Universitaria se contemplan el Universo de Tolomeo y el de

Copérnico.

KEPLER Y TYCHO



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Al igual que Copérnico, Kepler estaba destinado a unacarrera eclesiástica pero desvió sus pasos hacia laastronomía. Nacido en la pequeña ciudad de Weil—perteneciente al ducado de Württemberg— en 1571,estudió teología en Tübingen, donde tuvo la suerte de

contar con un excelente maestro de matemáticas yastronomía: Michael Maestlin. En una de sus lecciones,Maestlin exponía las razones por las que el sistema deTolomeo era el "bueno" y el de Copérnico el "malo"(probablemente para conservar su puesto), pero esas"razones" no deben haber sido muy convincentes, ya que el joven Kepler fue desde entonces un ferviente copernicano.En 1594 acepta su puesto como maestro de matemáticasen una escuela secundaria de Graz, a pesar de que aúnpensaba en terminar sus estudios y convertirse en unpastor luterano; sin embargo, el trabajo le deja tanto

tiempo libre que comienza a elucubrar alrededor delsistema copernicano. La pregunta que le asalta es ¿por quélas distancias de los planetas al Sol son las que son y nootras? Y de pronto, el 19 de julio de 1595 (anotó la fechapara no olvidarla), cree encontrar la respuesta: lasdistancias de los planetas al Sol corresponden a los radiosde esferas inscritas o circunscritas en los 5 sólidosgeométricos regulares. La idea es fascinante, desde elpunto de vista estético, pero tiene el problema de sertotalmente falsa; de hecho, las distancias a las que conducedejan mucho que desear. Pero Kepler cree encontrarse anteuna "revelacion sin precedentes, y en 1597 publica suteoría en un libro —con un título larguísimo— que hapasado a la historia como el Mysterium Cosmographicum oProdromus, del cual envía copias a los astrónomos másfamosos de la época (a Galileo y a Tycho Brahe, entreotros). Un año más tarde, sin embargo, se inicia en Graz lapersecución de los protestantes; Kepler es invitado aquedarse pero, lanzado ya de lleno a la astronomía, prefiereaprovechar la oportunidad para emigrar a Praga a trabajarcon el gran Tycho Brahe.



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Figura 20. Edificio principal de Uraniborg —"El Castillo de los Cielos"—,donde Tycho Brahe vivió y realizó la mayor parte de sus observaciones.

Tycho (1546-1601) fue, sin duda, todo un personaje. Fatuo,codicioso y pendenciero —perdió la nariz en un pleito ¡porun problema matemático!—, vivió siempre rodeado delujos, comiendo espléndidamente y realizando las mejoresobservaciones astronómicas, las más precisas y detalladasanteriores al telescopio. Con el apoyo de Federico II, rey deDinamarca (su país natal), construyó en la isla de Hveen supropio observatorio astronómico, Uraniborg, al cual dotó nosólo con los mejores instrumentos astronómicos de la época

sino con lujos inconcebibles en sus días, como aguacorriente en todas las habitaciones y tubos paraintercomunicación. A la muerte de su benefactor, y comoconsecuencia de un problema económico (obviamente),dejó Dinamarca y aceptó el empleo de "matemático" en lacorte de Rodolfo II, archiduque de Austria, rey de Bohemiay Hungría y emperador del Sacro Imperio. Llegó a Praga en1599 y poco más de un año después, a fines de 1600,Kepler se le unió.

Desde el punto de vista de las relaciones humanas, elencuentro fue un desastre: lo único que los dos geniostenían en común era la pasión por la astronomía y el malcarácter; pero como colaboración científica, en cambio fuetodo un éxito: de él habría de surgir el primer modelo"moderno" del Sistema Solar. Tycho, sin embargo, nohabría de participar directamente en ese trabajo, ya que sumuerte acaeció sólo 18 meses más tarde, el 24 de octubrede 1601. Libre de molestias extraastronómicas y herederode los copiosos —y excelentes— datos observacionales deTycho (así como de su empleo), Kepler reinició el trabajoque el mismo Tycho le había encomendado desde su

llegada a Praga: la determinación de la órbita de Marte. Eltrabajo era increíblemente tedioso: consistía en encontrar



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una combinación de movimientos circulares (¡losomnipresentes círculos!) capaz de reproducir la trayectoriaobservada del planeta, y Kepler se dedicó a ello conadmirable tesón durante cinco años. En una ocasión, obtuvoun esquema geométrico que reproducía las observaciones

con un error máximo de un ángulo de 8 minutos de arco—

que es un ángulo pequeñísimo—, pero lo desechóargumentando que "la Diosa Divina nos dio en Tycho unobservador tan fiel que un error de 8 minutos esinaceptable". Finalmente se convenció de la imposibilidadde su tarea dentro de la hipótesis de movimientoscirculares, y sólo entonces vio la luz: la órbita de Marte era,simplemente, ¡una elipse! A partir de ese momento todo sesimplificó; es más, en sólo unos cuantos meses ya habíadescubierto otra particularidad de la órbita de Marte: lalínea que lo unía al Sol "barría" áreas iguales en tiempos

iguales. Publicó ambos resultados—

órbita elíptica y reglade las áreas— en otro libro de título larguísimo, queconocemos como Astronomía Nova o Comentarios sobre losmovimientos de Marte (aparecido en 1609); pero loimportante, y lo que muestra el genio de Kepler, es queambos principios —conocidos hoy día como las primeras dosleyes de Kepler— no se mencionan como válidos solamentepara Marte, sino que se aplican a todos los planetas. Y, enefecto, así ocurre.

Figura 21. Johannes Kepler descubrió las leyes fundamentales de losmovimientos planetarios utilizando las excelentes observaciones de Tycho

Brahe.

Un tercer descubrimiento —la tercera ley de Kepler— habríade aparecer en su libro Harmonices Mundi (La armonía delmundo), también llamado, por razones obvias, la "leyarmónica". Ésta expresa el hecho de que, al dividir el

cuadrado del tiempo que emplea un planeta en dar unavuelta completa alrededor del Sol entre el cubo de su



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distancia media al mismo, se obtiene siempre el mismonúmero, independientemente de cuál sea el planeta (enlenguaje matemático: el cuadrado de los periodos esproporcional al cubo de las distancias medias al Sol). Escurioso notar que esta ley surge de una de las

características más criticadas de Kepler: su inclinación almisticismo y al pensamiento "mágico" (llegó, incluso, aescribir la música que producen los planetas en su giro entorno al Sol). A decir verdad, todo el contenido delHarmonices Mundi tiene esta particularidad, excepto latercera ley. El caso es, sin embargo, que sus razonamientosastronómicos son sorprendentemente claros, y que a sumuerte, el 15 de noviembre de 1630, nos legó en su últimolibro, el Epítome, una visión del Sistema Solarfundamentalmente idéntica a la que tenemos ahora, inclusoen lo que se refiere al tratamiento matemático. Más no se

puede pedir.

GALILEO

Cuando Galileo se inscribió en la Universidad de Pisa comoestudiante de medicina, en 1581, ni él ni nadie podía preverque su nombre pasaría a la posteridad. Contaba a la sazóncon 17 años de edad; era discutidor —nunca aceptaba lasdogmáticas afirmaciones de sus maestros gratuitamente—,soberbio, frío y gruñón, "cualidades" que le granjearon la

enemistad de condiscípulos y profesores (sus compañerosle apodaban "el pendenciero"). Como, además, las clasesde medicina le aburrían soberanamente, comenzó aconsiderar la posibilidad de cambiar de carrera, actitud quevino a reforzarse con su primer descubrimiento científico.Observando una larga lámpara que se balanceaba colgadadel techo, en la catedral de Pisa, creyó advertir que susoscilaciones duraban siempre el mismo tiempo, a pesar deque se iban haciendo cada vez más pequeñas. Cuenta laleyenda, que careciendo de reloj (aún no se inventaba), usósu propio pulso para corroborarlo, ¡y resultó cierto!

A partir de este momento, su decisión quedó tomada:estudiaría el movimiento; sería un científico. En un principiosu padre se opuso, pero terminó por ceder y Galileo iniciósus estudios de matemáticas que, como era de esperarse,le fascinaron. Por desgracia, la situación financiera de sufamilia comenzó a declinar y, finalmente, tuvo queabandonar los estudios sin llegar a obtener ningún grado.Su capacidad y su habilidad matemática, sin embargo, lepermitieron obtener el puesto de profesor de matemáticasen la misma Universidad de Pisa —en nuestros días no lohubieran contratado por no tener título—, dondepermaneció hasta 1591. Un año más tarde lo encontramos



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en Padua —muy cerca de Venecia— también como profesorde matemáticas. A estas alturas ya era relativamentecélebre a causa de sus experimentos sobre la caída de loscuerpos —realizados, según un famoso mito, desde lo altode la Torre de Pisa—, de algunos ingeniosos inventos y de

sus brillantes cátedras; pero lo mejor aún estaba por venir.En uno de sus viajes a Venecia, en 1609, Jacob Badouere,gentilhombre francés, le informa de la existencia de unmaravilloso instrumento que permite ver los barcos lejanoscomo si estuvieran cerca.

Figura 22. Galileo Galilei mostrando a algunos sacerdotes lo que se podía

observar con la ayuda del telescopio.

"Oído esto —escribe Galileo— volví a Padua y me puse apensar sobre el problema, resolviéndolo en la primeranoche... Al día siguiente fabriqué el instrumento. Medediqué enseguida a fabricar otro más perfecto, que seisdías después llevé a Venecia, donde con gran maravilla fuevisto por casi todos los principales gentilhombres de laRepública. "Galileo, en efecto, invitó al Senado de Venecia autilizar su anteojo (el 8 de agosto de 1609), pero no lo hizo

por motivos científicos. El resultado, eso sí, fue el queesperaba: tuvo tanto éxito que le duplicaron el sueldo a 1000 florines anuales y lo nombraron profesor vitalicio de laUniversidad de Padua. Hay que reconocer, sin embargo,que una vez resuelto su problema económico se dedicó conahínco a usar su instrumento para fines científicos y, enparticular, para estudiar el cielo. Empezó con la Luna, que,según la descripción de Dante en el Paraíso, es "lucidora,densa, sólida y pulida, cual diamante que al Sol brilla", pero¡oh desilusión! lo que vio fue una superficie irregularcubierta de cráteres y montañas; siguió con las estrellas,cientos de las cuales, invisibles hasta entonces, serevelaron a sus ojos. Observó después la Vía Láctea —esabanda luminosa que cruza el cielo de lado a lado— y



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descubrió que consta, en realidad, de miles de estrellas; y,por último, volvió el aparato hacia Júpiter, al cual le detectó¡4 satélites! Descubrimientos tan asombrosos tenían quedarse a conocer y, para ello, escribió un librito tituladoSidereus Nuncius (Mensajero de las estrellas), que salió a la

luz en marzo de 1610 y tuvo éxito inmediato. La barreraque separaba al hombre de los astros, consideradainfranqueable hasta entonces, había sido salvada; más aún,si el pequeño telescopio de Galileo había producidodescubrimientos tan espectaculares en sólo unos meses,¡qué maravillas no esperarían al hombre, con toda laeternidad por delante, una vez que se construyerantelescopios más grandes!

Sin embargo, no todos pensaban así: Cremonini y Libri,profesores de filosofía en la Universidad de Padua, no sólo

impugnaban los nuevos hallazgos, sino que se negaronsiempre a ver a través del telescopio. "No les bastaría —escribió Galileo— el testimonio de la misma estrella sibajase a la Tierra y hablase de sí misma." Y a la muerte deLibri, ocurrida poco tiempo después, volvió sobre el tema:"Libri no quiso ver mis menudencias celestes cuando estabaen la Tierra; quizá lo haga ahora que ha subido a loscielos." El rechazo de los conservadores era, empero, muycomprensible. La "imperfección" de la Luna atacaba losprincipios mismos del dogma religioso, basado en laperfección de los cielos, y lo mismo hacían la existencia de

estrellas invisibles a simple vista —para qué están ahí, siDios hizo a las estrellas para deleite del hombre— y lossatélites de Júpiter —"la Tierra es el (único) centro delUniverso"—, que apoyaban, en cambio, la teoríacopernicana. En vista de ello, la Iglesia contraatacó: en1616, De revolutionibus fue incluido en el "Índice de librosprohibidos" junto con el Epítome de Kepler, y Galileo fueamonestado y advertido de que no debía enseñar que laTierra se mueve.



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Figura 23. Manuscrito de Galileo mostrando sus observaciones de las lunasde Júpiter.

Cabe mencionar que mucho antes, en 1610, habíadescubierto que Venus presenta "fases" como la Luna —hecho que también apoyaba a la teoría copernicana— y queel Sol tiene "manchas" —lo que también era "antirreligioso",después de lo cual se había mudado a Toscana. De hecho,Galileo no fue el descubridor de las manchas del Sol, perose autonombró como tal.

Ya en Toscana dejó pasar unos años, durante los cualestrabajó en proyectos de física pura que habrían de teneruna gran trascendencia, pero que no tenemos tiempo demencionar, y después volvió a la carga: escribió el Diálogosobre los dos máximos sistemas del mundo, en el queridiculiza la teoría de Tolomeo en favor de la copernicana. Ellibro apareció en 1630 y dos años más tarde la Inquisiciónlo llamaba a juicio. Declarado culpable de desobedecer lasórdenes de la Iglesia, después de tres interrogatorios en losque se mostró humilde y fiel creyente fue obligado aabjurar de las ideas que exponía en el Diálogo el 22 de junio de 1633. Se dice que después de emitir el juramentoque se le "solicitaba", murmuró por lo bajo: eppur simuove, o sea, "sin embargo, se mueve"; pero esto no pasade ser tan sólo leyenda.

Aunque formalmente pasó el resto de su vida bajo arresto(en Arcetri, cerca de Florencia), podía recibir los visitantesque quisiera y escribir lo que deseara (pero no publicarlo).A su muerte, acaecida el 8 de enero de 1642, el gran duquede Toscana pidió permiso para elevar un monumento sobresu tumba, pero el papa Urbano VIII no lo permitió. Las

heridas en el seno de la santa madre iglesia eran aúndemasiado recientes. Tanto así, que hubo que esperar casi



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350 años para que un jurado eclesiástico, después derevisar el juicio, le concediera la absolución, ¡en 1983!

NEWTON

Uno de los atributos más fascinantes de la ciencia es lamanera en que hechos aparentemente sin conexión entre síse revelan de pronto, gracias a la inspiración de algúngenio, como aspectos diferentes de un mismo fenómeno.Un ejemplo de ello —probablemente el más notable— ocurrió en Inglaterra en 1666. Los hechos en aparienciaindependientes fueron el movimiento de los planetas y lacaída de los cuerpos, cuyas leyes acababan de serdescubiertas por Kepler y Galileo, y el genio unificador fueIsaac Newton.

Figura 24. Según una leyenda, la caída de una manzana inspiró a Newtonsu ley de la gravitación universal.

Cuando se habla de Newton, los adjetivos parecen resultarinsuficientes: "no está dado a ningún mortal el aproximarse

más a los dioses", dice Edmund Halley (célebre astrónomo,contemporáneo suyo, de quien hablaremos más tarde);"por el poder de su espíritu sobrepasó al género humano",reza la inscripción de su estatua frente al Trinity College, yasí sucesivamente. Nacido en Woolsthorpe, Inglaterra, el 4de enero de 1643 —el 25 de diciembre de 1642, según elerróneo calendario que se seguía a la sazón en Inglaterra—,abandona sus aburridas obligaciones en la granja familiar alos 18 años de edad para estudiar matemáticas con IsaacBarrow en el Trinity College de Cambridge, donde obtiene elgrado de Bachiller en Artes en 1665. Ese mismo año se

declara una epidemia—

la peste bubónica—

que obliga acerrar la escuela, y Newton vuelve a la casa familiar de



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Woolsthorpe a disfrutar de sus forzadas vacaciones. Asíempezó uno de los momentos culminantes de la historia dela ciencia. En los dos años que duró la plaga, Newton iba acrear "nada más" los cimientos de la física clásica, delcálculo infinitesimal y de la espectroscopia. Y todo ello

¡antes de cumplir los 25 años!

El mismo Newton, ya anciano, escribió, refiriéndose a esaépoca: "Esto aconteció durante las pestes de 1665 y 1666,pues estaba entonces en el alba de mi inventiva, y mepreocupaban las matemáticas y la filosofía mucho más queposteriormente." Entre las cosas que le preocupaban estabael movimiento de los astros. Y la solución al problema llegó,según una célebre anécdota contada a Voltaire por susobrina Catherine Barton. Una noche de Luna en queNewton dormitaba al pie de un manzano, al caer uno de sus

frutos lo miró pensativo; después miró a la Luna,preguntándose por qué ella no caía. Y, de pronto, ¡se hizola luz!: la Luna sí caía; si no lo hiciera, se alejaría cada vezmás de la Tierra. ¡Era el "peso" de la Luna lo que lamantenía ligada a la Tierra! La importancia de estedescubrimiento no puede ser menospreciada: demostraba,de una vez por todas, que los astros están regidos por lasmismas fuerzas —por las mismas leyes naturales, ensuma— que rigen en la Tierra. Las repercusiones filosóficasde este hecho habrían de ser tan importantes, o más, quelas científicas. En un momento de inspiración, Newton había

sentado las bases de la ciencia moderna.

Newton estaba convencido de que el "nuevo" fenómeno, la"gravitación", era válido para todos los cuerpos; estabaconvencido de que era universal. Pero tenía que probarlo y,para ello, necesitaba encontrar una expresión matemáticaque le permitiera evaluar la fuerza gravitacional entre doscuerpos cualesquiera. Y eso es lo que hizo: aprovechandoque las leyes de Kepler describían correctamente elmovimiento de los planetas, calculó la fuerza que se

requería para mantener a la Luna en órbita alrededor de laTierra. Su resultado ha pasado a la posteridad con elnombre de "Ley de la gravitación universal". Como muestrade su importancia, baste señalar que aún en nuestros días,tres siglos después de Newton, sigue siendo usada paradescribir el comportamiento de los cuerpos que componenel Sistema Solar. Como dice Paul Couderc, "después deNewton, el Sistema Solar adquirió la apariencia de uncampo de ejercicios para los matemáticos..."

La fecundidad intelectual de Newton durante los años de laplaga no tiene parangón en la historia de las ideas. Ademásde descubrir la gravitación universal, se dio tiempo para



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inventar el cálculo infinitesimal y para realizar unimportante descubrimiento concerniente a la naturaleza dela luz. Lo que descubrió en este último caso fue que unprisma de vidrio descomponía la luz del Sol en un abanicode colores semejante al arco iris (Newton lo llamó

"espectro", nombre que conserva hasta la fecha); además,invirtiendo el experimento —o sea, mezclando los coloresdel arco iris—, demostró que la luz blanca es la mezcla derayos luminosos de todos los colores. Ni siquiera un geniode su calibre podía sospechar que, 200 años más tarde,este hecho permitiría al hombre averiguar la composiciónquímica de las estrellas.

El resto de su vida es, en cierto sentido, un anticlímax: alextinguirse la plaga vuelve a "Cambridge, dondepermanecerá hasta el fin de sus días como titular de la

cátedra lucasiana de matemáticas (a partir de 1669). Pero,a partir de este momento, su actividad científica comienza adeclinar ostensiblemente, a la par que crece su afición porla alquimia. Sólo una vez habrá de volver al "buen camino",pero el resultado será espectacular: después de casi 20años de silencio, su amigo Edmund Halley logra convencerlopara que publique sus descubrimientos. Una vez decidido,trabaja incansablemente durante tres años para dar a luz laobra cumbre de la historia de la física: la PhilosophiaeNaturalis Principia Mathematica, más conocida como losPrincipia, donde se exponen los principios que han de regir

a la física durante los dos siglos siguientes. Halley mismopaga la edición, que sale al público en el otoño de 1687 yque pronto convierte a Newton en el científico más célebrede Europa. Pero ni este resonante triunfo logra apartar aNewton de la alquimia; peor aún, a raíz de ciertasconversaciones sostenidas con el filósofo John Lockeadquiere un profundo interés en los misterios de la Trinidady en los problemas de la cronología bíblica, y el resto de suvida habrá de dividir sus energías entre la Biblia y laalquimia. En razón a sus méritos, sin embargo, esnombrado director de la Casa de Moneda, en 1699,

presidente de la Royal Society en 1703 y armado caballeroen 1705. A su muerte, el 3 de marzo de 1727, sir IsaacNewton recibe el honor de ser enterrado en la abadía deWestminster. Cuarenta años antes, Halley había escrito enla oda con que prologó los Principia: .... a través de sumente Febo ha arrojado en abundancia el resplandor de supropia divinidad...". Y el tiempo le ha dado la razón.



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Figura 25. Sir Isaac Newton.

I V . E L S I S T E M A S O L A R

INTRODUCCIÓN

EN ESTE capítulo hablaremos sobre los distintos cuerposque forman el Sistema Solar. En los últimos años, gracias ala exploración espacial, nuestros conocimientos han crecidoenormemente. Por un lado, se han descubierto nuevosfenómenos que nos han ayudado a resolver problemas, ypor otro, han surgido muchas nuevas incógnitas. Laexploración espacial ha confirmado una vez más la validezdel método científico y la posibilidad de hacer prediccionesastronómicas a grandes distancias. Por ejemplo, cuando elhombre se posó sobre la Luna no se hundió, ni se quemó, ni

fue devorado por un hombrecito lila; las prediccioneshechas desde la Tierra sobre las condiciones físicas de laLuna fueron acertadas.

El estudio del Sistema Solar es importante para lahumanidad porque es lo que tiene cerca, está a su alcancey siente que tiene la posibilidad de conocerlo, decomprenderlo y de utilizarlo para su beneficio.

Probablemente al lector le ha llamado la atención la Luna;habrá escuchado desde niño cuentos, como aquel querelata cómo en el pasado la Luna estaba tan cerca de la



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Tierra que los humanos se embarcaban en pequeñaslanchas y cuando subía la marea recortaban trozos derequesón lunar.

Los planetas más cercanos se ven a simple vista comoestrellas brillantes. Para los griegos fueron objetos tanimportantes que los bautizaron como sus dioses; los días dela semana aun llevan sus nombres romanizados: martes,día de Marte, el dios de la guerra de color rojo como lasangre; o viernes, de Venus, la diosa del amor, el astro deaspecto estelar más brillante.

El Sistema Solar está formado por el Sol, nueve planetas,lunas, planetas menores, cometas, meteoritos, gas y polvo.Parte del polvo está concentrado en anillos, tres cercanos a

los asteroides y dos más allá de la órbita de Plutón. En estasección discutiremos algunas de las característicassobresalientes de estos cuerpos.

Utilizaremos la notación exponencial para las cifrasastronómicas. Por ejemplo 100 = 102, 1 000 = l03, 1 000000 = 106, 0.1 = 10-1, 0.01 = l0-2etcétera.

Figura 26. En este esquema del Sistema Solar se muestran las trayectoriasde planetas y cometas alrededor del Sol .

Los planetas se suelen dividir en interiores y exteriores. Losinteriores son: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte, y seencuentran relativamente cerca del Sol; mientras losexteriores son Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón,pues están en promedio 25 veces más lejos. La distanciaentre Plutón y el Sol es 40 veces la distancia de la Tierra alSol (150 millones de km). La mayoría de los cometas se

encuentran miles de veces más lejos. Puesto que el Sol



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posee el 99.8% de la masa del Sistema Solar, éste es muyextendido y está casi vacío.

Todos los planetas se trasladan alrededor del Sol en órbitaselípticas y, al mismo tiempo, rotan sobre sí mismos. En lamayoría de los casos la dirección de la rotación coincide conla de traslación. Un hecho interesante es que entre máscerca están del Sol se mueven con mayor velocidad: enpromedio, Mercurio se mueve a 48 km/seg, la Tierra a 30km/seg y Plutón a 5 km/seg. Las órbitas de los planetasestán casi en el mismo plano, el de la eclíptica,1 en cambiolas órbitas de los cometas suelen tener todo tipo deinclinaciones.

El Sistema Solar está inmerso en un flujo de partículas que

emana continuamente del Sol, llamado viento solar. Este"viento" resulta de la evaporación de la superficie del Sol;está compuesto básicamente por gases de hidrógeno y dehelio, y posee un campo magnético. Cuando llega a laTierra se mueve a 450 km/seg y su interacción con elcampo magnético terrestre produce las auroras australes yboreales.

El Sistema Solar es muy pequeño si lo comparamos con elCosmos. Viajando a la velocidad de la luz (300 000 km/seg)tardaríamos 1.5 segundos en llegar a la Luna, 86 minutosen llegar a Saturno y 4 años en llegar a la estrella máscercana. Ahora que si quisiéramos llegar a algún planeta enla galaxia de Andrómeda, tardaríamos varios millones deaños viajando a la misma velocidad; y no se diga deplanetas pertenecientes a galaxias más lejanas, a las quetardaríamos miles de millones de años en llegar.

En este capítulo haremos una descripción de los cuerpos delSistema Solar. Empezaremos por el Sol; después,describiremos cada planeta y los cuerpos menores y,

finalmente, haremos una descripción sencilla de lacosmogonía, que trata de la formación y evolución delSistema Solar.

EL SOLYo meenamoré denoche,y la Luna meengañó,otra vez queme enamore

será de día ycon Sol.



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(Coplapopular)

Generalidades

El Sol es sin duda el componente más notable del SistemaSolar: no sólo provee de la mayor parte de energía alconjunto, sino que además es dueño de la mayor parte dela masa.

La masa del Sol es de 2 X l033 gr = 1 M, mucho mayor quela de la Tierra que es de 5.98 x 1027 gr. El Sol tiene 743veces más masa que todo el resto del Sistema Solar. El Sol

está en el centro de la masa del Sistema Solar y todos loscuerpos gravitan a su alrededor. El Sol a su vez se mueve, junto con su sistema, en relación con las estrellas de suvecindad, y también alrededor del centro de la Galaxia, auna velocidad de 250 km/seg. El diámetro del Sol es de 1.4millones de km, casi 100 veces el de la Tierra y 10 veces eldel Júpiter.

Durante los últimos 4 600 millones de años la Tierra haestado ligada gravitacionalmente al Sol y éste la ha bañadode energía. En la actualidad la vida se sostiene sobre todogracias a que las plantas pueden capturar y almacenarquímicamente la luz visible. Los primeros hombresintuyeron la función vital del Sol y le atribuyeron poderesprotectores y divinos.

El Sol es una estrella bastante común (una de cada cienestrellas de la Galaxia es como el Sol). Su temperaturasuperficial es de 5 700°K y la interior de 15 X 106 °K. El Sollibera cada segundo 3.8 X l033 ergs de energía; y cada cm2 de la Tierra intercepta 1.36 x 106 erg/seg (esta cantidad se

conoce como la constante solar). La fuente de energía delSol proviene de la fusión nuclear que se lleva a cabo en suinterior, en la que se están transformando continuamentedos átomos de deuterio (que es un isótopo del hidrógeno)en uno de helio, utilizando como catalizador al carbono.Como la masa de los dos átomos de deuterio esligeramente mayor que la masa del átomo de helio, elexceso de masa se transforma en energía, de acuerdo conla relación E = mc2. La masa transformada en energía porreacción, es tan sólo de 0.007 veces la masa original. Cadaaño, el Sol transforma un diezmillonésimo de millonésimo

de su masa en energía.



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Debido a que la masa del Sol es casi constante, y por laregularidad de las reacciones nucleares, el Sol se hamantenido a la misma temperatura desde hace 4.5 X 109 años, y lo seguirá haciendo durante otro tanto. Esto hapermitido en parte que se haya podido desarrollar la vida

inteligente en la Tierra. Un planeta cercano a una estrellaque vive menos que el Sol tiene menor oportunidad dellevar a cabo el proceso evolutivo de la vida que permite eldesarrollo de seres inteligentes.

La composición química del Sol es típica de la composiciónquímica del resto del Universo: hidrógeno, helio y trazas delos demás elementos, principalmente carbono, nitrógeno yoxígeno.

Desde principios de siglo se ha estudiado la composiciónquímica del Sol. El gas helio (que viene de la palabra griegahelios, que significa sol) se descubrió primero en el Sol ydespués en la Tierra.

En el Sol se han descubierto 92 de los elementos químicosque existen en forma natural en la Tierra. La masa del Soles tan grande que aun los elementos menos abundantesexisten en grandes cantidades. Por ejemplo, si comparamosla abundancia de oro en relación con el hidrógeno solarencontramos que por cada millón de millones de átomos dehidrógeno hay nueve de oro. A pesar de ello el Sol contienediez cuatrillones de toneladas de oro.

El Sol, una esfera de gases muy calientes que está rotandoy que posee un campo magnético (entre 1 y 2 gauss), seestá evaporando; como resultado de esta evaporación seproduce el llamado "viento solar", que no son más quepartículas cargadas (núcleos de hidrógeno, helio yelectrones) que arrastran consigo a las líneas de campomagnético, y que a la distancia de la Tierra se mueven a

450 km seg-1. La masa que pierde el Sol por este procesoes sólo de 10-7 M por año.

En la figura 27 se muestra un corte esquemático del Sol. Enla parte central, que ocupa el 25% de su radio, es donde sellevan a cabo las reacciones nucleares. Sólo en la partecentral del Sol, en donde la temperatura y la presión sonmuy elevadas, los choques entre partículas atómicas son losuficientemente frecuentes y potentes como para lograrfusionarse y liberar fotones muy energéticos (rayos

gamma). Una vez producida, la radiación sale en todasdirecciones, pero cada fotón es dispersado cientos de veces



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antes de llegar a la superficie, debido a que el Sol no estransparente. Los astrónomos describen esta situacióndiciendo que el material solar tiene un cierto grado de"opacidad".

Figura 27. Corte esquemático del interior del Sol. (Dibujo de AlbertoGarcía.)

A cierta profundidad, la opacidad se vuelve tan elevada queel modo de transporte de energía por radiación ya no esposible y aparece una zona "convectiva", esto es, una zonaen que hay movimiento de materia de las capas calienteshacia el exterior y de las frías hacia el interior. El transportede energía por convección también se da en el interior de laTierra, en las atmósferas de la Tierra y de otros planetascomo Júpiter.

La fotósfera del Sol es la capa que observamos cuando lovemos a simple vista. No logramos ver a través de ellamayor profundidad debido a que es opaca. Forma parte desu atmósfera y es muy delgada. Una vez que la radiaciónha llegado a la fotósfera puede viajar libremente hasta la

Tierra. En la fotósfera del Sol aparecen manchas asociadasa su campo magnético. El número de manchas aumenta ydisminuye regularmente en ciclos de 22 años. Las manchassolares son un poco más frías que el gas circundante y seven obscuras por contraste.

Otras capas, que sólo es posible observar a simple vistadurante los eclipses totales del Sol, son la cromósfera y lacorona. La cromósfera está más caliente que la fotósfera yse caracteriza por tener "espículas", prominencias de gas

caliente, cuya temperatura asciende a millones de grados.La fotósfera es 10 000 veces más brillante que la corona. La



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densidad de la fotósfera es equivalente a la de la atmósferaterrestre superior y la corona tiene tantas partículas comouna campana de vacío. Si pudiéramos soportar latemperatura de la fotósfera y la atracción gravitacional delSol, podríamos atravesar una prominencia sin darnos

cuenta; tendríamos que penetrar 1/10 del radio solar paraencontrar densidades corno las del aire que respiramos y lamitad del radio para lograr densidades iguales a las delagua...

La vida del Sol no será eterna; las reacciones nucleares quetienen lugar en su interior continuarán, como en elpresente, durante otros 4 500 millones de años. Despuésde ese tiempo, el hidrógeno de su núcleo se habrá agotado.En este momento empezará la fusión del helio, los gasessolares se expandirán y el Sol se convertirá en una estrella

"gigante roja". Será tan grande que la órbita de la Tierraestará dentro de su atmósfera. Unos cuantos miles de añosdespués empezará a vibrar, y a fusionar carbono en sunúcleo: será inestable. Finalmente, expulsará su atmósferaal espacio, dejando expuesto su núcleo. Sus restos se veráncomo una "estrella enana" (una estrella muy pequeña ymuy caliente) rodeada por una nube esférica de gasbrillante. La atmósfera del viejo Sol se seguirá expandiendohasta mezclarse con el gas interestelar. La estrella enanablanca se enfriará y terminará como enana negra: uncuerpo frío, muy denso y sin luz propia.

Figura 28. Mancha solar. La temperatura en el centro de una mancha solares unos 1 000 grados menor que la fotósfera circundante. En esta

fotografía se aprecia la granulación de la fotósfera.

Una perspectiva histórica del estudio del Sol



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El estudio científico del Sol se inició desde la época deGalileo y ha venido perfeccionándose desde entonces.Galileo mismo, según se dice, se volvió ciego por observarel Sol durante los eclipses.

Un avance muy importante, ocurrido hace más de cienaños, fue el descubrimiento de la "espectroscopia". Éstaconsiste en descomponer la luz proveniente de una fuenteen sus diferentes frecuencias (o longitudes de onda). En elcaso del Sol, gracias a ella hemos deducido: 1) lacomposición química; 2) la densidad; 3) la temperatura, y4) la velocidad de los gases que forman su superficie. Ensíntesis: sus condiciones físicas.

En los años cincuenta ya se conocía la física básica del Sol:

1) su composición gaseosa; 2) la temperatura sumamenteelevada de la corona; 3) la importancia fundamental de loscampos magnéticos en la actividad solar, y 4) el ciclo de 22años para esta actividad.

Sondas solares. Las primeras mediciones de la radiaciónsolar se hicieron desde globos, el siglo pasado, ycontinuaron en aviones, dirigibles y globos a principios desiglo. Esto fue necesario para evitar al máximo la absorciónde la atmósfera terrestre, ya que las partículas de polvo y elgas atmosférico absorben y dispersan la luz.

En 1914, C. Abbot envió un globo lleno de hidrógeno a unaaltitud de 24.4 km, con un detector para medir la constantesolar (que, como vimos, es la cantidad de radiaciónproveniente del Sol que llega a la Tierra por centímetrocuadrado por segundo).

En 1935, un globo con dos hombres y varios aparatos (elExplorador II) alcanzó la misma altitud. Sin embargo no

logró captar radiación solar que no fuera la visible, debido ala absorción atmosférica.

En 1946, un cohete V-2 con fines militares subió a 55 km;llevaba un espectrógrafo solar en la cola y pudo fotografiarel Sol en longitudes de onda menores que 2 400 Å, es deciren el ultravioleta. En 1948, diez años antes de la fundaciónde la NASA, se pudo fotografiar al Sol en rayos X concohetes. Hubo algunos cohetes que fotografiaron ráfagassolares en 1956 durante un máximo de actividad.



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En 1960 se lanzó la primera sonda solar: Solrad. Su misiónfue monitorear el Sol en rayos X y en el ultravioleta —enespecial en una longitud de onda de 1 216 Å, quecorresponde a una emisión muy importante del gashidrógeno que los astrónomos conocen como la "línea

Lyman ".

Más adelante se lanzaron ocho observatorios solaresorbitantes alrededor de la Tierra, empezando con el OSO 1en 1962. Los OSO fueron las primeras sondas que pudieronapuntar continuamente hacia el Sol. Lo monitorearondurante 17 años y en ellos se experimentó con nuevastécnicas de transmisión hacia la Tierra, como la fotografía.

Figura 29. El Sol en luz ultravioleta mostrando una enorme prominencia.Se muestra también el tamaño de la Tierra a la misma escala. (NASA)

El mayor observatorio solar ha sido el Skylab. Llevabatripulación y ocho telescopios solares. Estuvo en órbitadurante nueve meses en 1973 y principios de 1974.Observó al Sol en rayos , X, ultravioleta y visible, y obtuvola mayor cantidad de datos (y los mejor organizados) quehayamos logrado jamás para un objeto celeste.

En 1974 y 1976 las sondas Helios A y B se acercaron al Solmás allá de la órbita de Mercurio, para medir lascondiciones del viento solar. No llevaron cámaras. Desdeluego que otras sondas soviéticas y estadounidenses, noespecíficamente diseñadas para estudios solares, lo hanobservado: Vela, Apolo, Mariner, entre otras.

En 1980 se lanzó la sonda Solar Max, con el fin de estudiaral Sol en otro de sus máximos de actividad. Cuando surgióuna descompostura, los astronautas del Columbia la

repararon, viajando por el espacio con pequeñospropulsores adaptados a sus trajes espaciales. Fue una



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empresa muy complicada, ya que Solar Max es del tamañode un automóvil Volkswagen, rotaba una vez por minutosobre su eje, y hubo que efectuar la compostura en elespacio vacío sin gravedad.

El Sol en luz ultravioleta. La respuesta del ojo humano a laluz disminuye drásticamente en longitudes de ondamenores de 3 500 Å y mayores de 7 000 Å. Esto no escasual; la atmósfera terrestre tiene una "ventana" en esteintervalo de longitudes de onda; no deja pasar longitudesde onda ni más cortas, ni más largas.

Como consecuencia, el ojo de los seres vivos haevolucionado, adaptándose a las longitudes de onda a sudisposición; no le seria útil poder observar una longitud de

3 000 Å, por ejemplo, ya que este tipo de radiación casi noexiste sobre la superficie de la Tierra; aunque Supermantuviera visión de rayos X no vería nada.

La luz que se produce en la fotósfera del Sol sólo tiene unligero porcentaje de luz ultravioleta. Este no es el caso de laatmósfera superior del Sol, que por ser más tenue y máscaliente, la produce en cantidades apreciables. Por ello, elestudio de la radiación ultravioleta del Sol es útil paraestudiar ráfagas, regiones solares activas, así como losprocesos físicos que gobiernan la estructura externa del Sol.

Figura 30. El Sol en rayos X se ve muy distinto al Sol en luz blanca. El discodesaparece totalmente y aparece la corona brillante y los llamados hoyos

coronales (NASA).

En luz ultravioleta, el Sol no se ve como un círculo conalgunas manchas esporádicas; más bien se ve como una

nubecilla con arcos que brotan de repente. Se le ven olas ychorros, sobre todo cuando está cerca del máximo deactividad.



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Como vimos, la parte visible del Sol está a 6 000°C y lacorona, más alejada, a 2 000 000°C. Estudiando al Sol en elultravioleta se llegó a la conclusión de que el calentamientode la corona se debe a la gran actividad magnética del Sol.

El Sol en rayos X. Los rayos X siguen a los ultravioleta en elespectro electromagnético; tienen mayor energía. Elestudio del Universo en rayos X es de gran utilidad puestoque los rayos X se producen sólo en regiones detemperatura muy alta, como la vecindad de ciertos agujerosnegros o la corona del Sol, que está a varios millones degrados. Como la atmósfera terrestre es opaca a los rayos X,los primeros detectores de este tipo de radiación fueronenviados a estudiar el Cosmos montados en cohetes, en1948. Pero las primeras fotografías de gran resolución delSol en rayos X se obtuvieron hasta 1968.

En rayos X, el disco solar se ve negro, ya que sólo está a 6000°C y no radia en esas frecuencias, sino en luz visible. Encambio la corona se ve brillante, pero no de manerahomogénea. Existen zonas muy brillantes que cambian detamaño y de intensidad conforme varía la actividad solar.También existen los llamados hoyos coronales, zonasdesprovistas de emisión y de un campo magnético quepueda confinar el material coronal. El viento solar se escapadel Sol a través de los hoyos coronales.

LOS PLANETAS

En esta sección, lo que se pretende es hacer unadescripción somera del cuadro 1, que presenta algunascaracterísticas de los planetas. En general, es difícilimaginar al Sistema Solar en su conjunto, ya que noestamos acostumbrados a manejar distancias y masas tangrandes. Es por ello que se invita al lector a que mire concuidado cada una de las columnas y renglones del cuadro

tratando de comparar unas características con otras. (Si lodesea, puede omitir esta sección si le parece complicada.)

En la primera columna se han enumerado los nombres delos planetas en orden de su distancia respecto al Sol y en lasegunda columna se han tabulado esas distancias. El últimode la lista resulta ser Plutón, que está 40 UA del Sol, peroeso no quiere decir que con él se termine el Sistema Solar.Se piensa que más allá de la órbita de Plutón existe gas ypolvo y además una nube de bloques de hielo con

impurezas de metales, cuyas dimensiones van desde 9 kmhasta algunas micras de diámetro. Algunas veces estos



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bloques, que se mueven en órbitas elípticas muy alargadasalrededor del Sol, se acercan a él lo suficiente como paraevaporarse y formar un cometa.

CUADRO 1. Los planetas.

_______________________________________________ _____________________1 2 3 4 5 6 7 8 9

Planetas Distanca

al sol(UA)a

Periodode

revolución(días)

Velocidadorbital(km s -

1 )

Excentricidadde la órbita

Periodode

rotación(días)

Inclinacióndel eje derotación

Inclinaciónde laórbita

respectoa la

eclípticac

Diámetroecuatorial

(km)

Mercurio 0.38 87.969 47.87 0.2056 58.6462 28 ° 7.004 4 878

Venus 0.72 224.701 35.02 0.0068 -243.0187b 3 ° 3.394 12 104

Tierra 1.00 365.256 29.79 0.0167 0.99727 23 ° 27' 0.000 12 765 Marte 1.52 686.98 24.13 0.0934 1.025957 23 ° 59' 1.850 6 794 Júpiter 51 4 332.71 13.06 0.0483 0.41354 3 ° 05' 1.308 142 792

Saturno 9.52 10759.50 9.66 0.0560 0.44401 26 ° 44' 2.488 120 000

Urano 19.13 30685.00 6.80 0.0461 - 0.71833 82 ° 05' 0.744 52 400

Neptuno 30.02 60190.00 5.44 0.0097 0.67125 28 ° 48' 1.774 50 450

Plutón 39.42 90800.00 4.74 0.2482 - 6.3872 85 ° 17.148 2 400

_______________________________________________ _____________________

Continúa 10 11 12 13 14 15 16 17

Masa Densidad Temperatura Gravedadsuperficial

Velocidadde

escape

Campo f magnético

Númerode

Númerode

(Tierra=1)d (g cm-3)e media ° C (G) (km s-1) gauss lunas

conocidas

anillos

detectados Mercurio 0.055 5.43 350 0.38 4.3 160 0 ------- Venus 0.815 5.24 480 0.91 10.4 4 0 ------- Tierra 1.0 5.52 22 1.00 11.2 30 000 1 ------- Marte 0.107 3.9 - 23 0.38 5.0 60 2 ------- Júpiter 317.8 1.3 - 150 2.53 60 400 000 17 1 Saturno 94.3 0.7 - 180 1.07 36 20 000 25 ~1 000 Urano 14.6 1.3 - 210 0.92 21 23 000 15 15

Neptuno 17.2 1.5 - 220 1.08 24 20 000 8 9 Plutón 0.0025 0.02 - 230 0.09 1.0 ------- 1 -------

_______________________________________________ _____________________



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a Una unidad astrómica (UA) esla distancia media de la tierra al

sol, o sea, 150 millones dekilómetros.b El signo menos significarotación retrógrada.c La eclíptica es la trayectoriaaparente de la Tierra en el cielo.d La masa de la tierra es de 5.98x 1027 g=1M e La densidad del agua es de 1 gcm³.f

Campo magnético del Sol 1-2gauss.

Las distancias interplanetarias son enormes. Las navesViajero, por ejemplo, tardaron 2.5 años en llegar a Júpiter,viajando a una velocidad de 11 km/seg. Para comprender elsignificado de estos números, suele ser útil el siguientemodelo a escala del Sistema Solar. Si el Sol fuera del

tamaño de una canica, la Tierra sería una mota de polvo aun metro de distancia y Plutón una bacteria a 40 metros dela canica. El lector podrá imaginar la dificultad querepresentó el descubrimiento de este planeta. Es comopedirle que descubra un microbio a 40 metros de distancia.

En la columna 3 se muestran los periodos de revolución delos planetas, o sea la duración de sus "años". Se observa unaumento en estos períodos del centro del Sistema Solarhacia afuera. Esto es precisamente lo que descubrió Kepler

en su tercera ley: el cuadrado del periodo de traslación delos planetas es igual al cubo del semieje mayor de suórbita, multiplicado por una constante. Como se ve, el añomarciano es 2 veces mayor que el terrestre y el plutoniano248 veces mayor.

En la columna 4 observamos que la velocidad de traslaciónde los planetas disminuye en relación con su distancia delcentro del Sistema Solar. La Tierra, por ejemplo, se muevea 30 km/seg alrededor del Sol, lo cual parece ser unavelocidad muy elevada si la comparamos con las que

encontramos en la vida diaria. En efecto, si viajáramos a 30km/seg, tardaríamos sólo 13 segundos en recorrer la



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distancia que hay entre el Distrito Federal y Acapulco; perotardaríamos ¡10 000 años! en llegar a la estrella máscercana al Sistema Solar.

En la columna 5 se presentan las excentricidades de lasórbitas, o sea el grado de elipticidad que tienen (unacircunferencia tiene excentricidad cero y una elipseinfinitamente elongada tiene excentricidad 1). Se puedeapreciar que muchas de las órbitas son casi circulares,como las de Venus, Neptuno y la Tierra. En cambio, Plutóny Mercurio tienen órbitas mucho más elongadas.

La columna 6 muestra el periodo de rotación (o sea, laduración del "día") de los diferentes planetas. Esinteresante notar que Venus y Urano tienen direcciones de

rotación distintas a las del resto de los planetas. Esto esmás asombroso si se considera que el Sol, todos los demásplanetas y casi todas las Lunas rotan y se trasladan en lamisma dirección. Cualquier teoría de formación del SistemaSolar tendrá que explicar estas peculiaridades. La duracióndel día es muy semejante en la Tierra y en Marte. EnJúpiter, en cambio, el día y la noche son muy cortos (duranmenos de cinco horas cada uno), mientras que en Venusduran 121 días cada uno.

En la columna 7 se muestra la inclinación del eje derotación respecto al plano de la órbita. En la Tierra, estainclinación es de 23° y a ella se deben las estaciones. Losejes de rotación de Mercurio, Marte, Saturno y Neptunotambién están inclinados y, por consiguiente, también ellostienen estaciones. La inclinación del eje de Marte es muyparecida a la de la Tierra; en cambio la del eje de Urano esde 82°, lo que nos indica que los polos de este planetaapuntan prácticamente hacia el Sol en invierno y verano.

En la columna 8 se muestran las inclinaciones de los planos

de las órbitas respecto al "plano de la eclíptica", que es elplano que pasa por la órbita de la Tierra. Como se aprecia,todas las órbitas están prácticamente en el mismo plano, osea que el Sistema Solar en su conjunto es aplanado.

En la columna 9 se presentan los diámetros ecuatoriales delos planetas. Venus y la Tierra tienen tamaños parecidos,Saturno tiene un diámetro 10 veces mayor que el de Venus,y Plutón de la mitad de este último.

En la columna 10 se muestran las masas planetarias. Comose mencionó anteriormente, las masas de los planetas son



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una parte muy pequeña de la masa total del Sistema Solar,siendo la mayor la de Júpiter, que es de 318 M.

En la columna 11 se han tabulado las densidades de losplanetas. La densidad del agua es igual a 1 g/cm³.Mercurio y Venus tienen densidades muy parecidas a la dela Tierra, y Marte un poco menor. En cambio las densidadesde los planetas exteriores son mucho menores, siendo lasde Saturno y la de Plutón menores que las del agua. Sihubiera un mar lo suficientemente grande, Saturno y Plutónflotarían en él.

Figura 31. El Sistema Planetario. En la parte inferior se muestran a escalalos tamaños relativos de los planetas. Nótese que los cometas resultan ser

los cuerpos más extendidos del Sistema Planetario.

En la columna 12 se muestra la temperatura superficialpromedio de los planetas. Es interesante notar que latemperatura de Venus es sumamente elevada, mayor quela de Mercurio, que está más cerca del Sol. Más allá deMarte la temperatura superficial que tienen los planetas essiempre inferior a 0°C.

El simple hecho de conocer las masas, los diámetros y lastemperaturas superficiales de los planetas nos permiteestimar cuál es la composición química de sus atmósferas(cuando las tienen), ya que la posibilidad que tiene un gasde escapar está en función de la temperatura y de lagravedad superficial. Así, por ejemplo, las masas de Júpitery de Saturno son lo suficientemente elevadas como pararetener el hidrógeno y el helio, a diferencia de Venus y de laTierra que, aunque tienen atmósfera, han perdido el

hidrógeno y el helio. Mercurio está tan caliente y tiene tanpoca masa que no puede retener una atmósfera.



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En las columnas 13 y 14 se ha tabulado la gravedadsuperficial y la velocidad de escape de los distintosplanetas. Nótese que aunque Saturno, Urano y Neptunotienen masas mucho mayores que la terrestre, su gravedadsuperficial es casi igual a la terrestre debido a sus enormes

diámetros.

En la columna 15 se ha tabulado el campo magnético de losplanetas en los cuales se ha podido medir. Cuando unplaneta posee un campo magnético, el viento solar noincide directamente sobre su superficie, sino que esdeflectado por las líneas de campo, dando así lugar a una"cavidad magnética". La Luna no tiene campo magnético niatmósfera y el viento solar incide directamente sobre lasuperficie. Venus tampoco tiene campo magnético, pero elviento solar es deflectado por su ionósfera.

En la columna 16 se presenta el número de lunas conocidasde cada planeta. Los planetas jovianos tienen más lunasque los terrestres.

En la columna 17 se muestran los anillos detectadosalrededor de los planetas. El anillo de Júpiter es muy tenue,formado probablemente por polvos de silicatos de micras dediámetro. Tiene 6 000 km de ancho y 30 km de espesor.Además, tiene un halo de 10 000 km (mucho más tenue)que llega hasta las nubes más externas del planeta.Saturno, por su parte, tiene más de 900 anillos, tanto depolvo como de rocas y hielos.

LOS PLANETAS TERRESTRES

Los planetas terrestres, también llamados interiores, sonlos más cercanos al Sol: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte.Como su nombre lo indica, se parecen a la Tierra: tienen

pocas lunas, son ricos en elementos pesados y sutemperatura promedio es de 200°C. A continuaciónharemos una descripción de los planetas terrestres y de lascaracterísticas que los hacen únicos.

Mercurio

Mercurio es el planeta más cercano al Sol. Hasta hace muypoco tiempo se sabía muy poco sobre él. Su órbita essumamente elíptica. La diferencia entre sus acercamientos

máximo y mínimo (al Sol) es de 40%, mientras que, en elcaso de la Tierra, esta diferencia es tan sólo del 4%.



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Puesto que la órbita de la Tierra está más alejada que la deMercurio, éste siempre se ve, desde la Tierra, muy cercanoal Sol. Por ello, sólo se puede observar al anochecer o alamanecer, nunca cuando el cielo está muy oscuro. Sumáximo alejamiento del Sol es de 28°, por lo que, como

máximo, se le ve dos horas antes de salir el Sol o dos horasdespués de ponerse. Es tan difícil observarlo desde laTierra, que aun las mejores fotografías lo muestran comouna pelota fuera de foco. El mismo Copérnico se lamentó deque nunca lo pudo observar. Se ve borroso porque su luztiene que atravesar la atmósfera de la Tierra oblicuamente,a través de una capa gruesa de aire turbulento.

La rotación de Mercurio. Debido a las dificultades deobservación, los dibujos y las fotografías de Mercurio nomuestran rasgos bien definidos sobre su superficie que

pudieran ser utilizados para medir su periodo de rotación.Basándose en algunas estructuras superficiales indefinidaslos astrónomos llegaron a la conclusión de que su periodode rotación era igual a su periodo de traslación: 88 días. Deser esto cierto, Mercurio siempre le daría la misma cara alSol, de la misma manera como la Luna siempre nos da lamisma cara. Esto lo convertiría, simultáneamente, en elplaneta más frío y más caliente del Sistema Solar. Su lado"día", siempre apuntando al Sol, alcanzaría temperaturasmuy altas, recibiendo seis veces más energía solar que laTierra, mientras que el lado "noche" estaría sumergido en el

frío del medio interplanetario.

En 1960 se terminó la construcción de un radiotelescopiopara estudios planetarios, y ¡cuál sería la sorpresa de losradioastrónomos al observar que el lado noche de Mercuriono era tan frío como se había supuesto originalmente! SiMercurio no rotaba, la única posible explicación para latemperatura elevada del lado noche era la presencia de unaatmósfera. (Las atmósferas y las masas de agua sonfundamentales en el clima. Por eso en la Tierra, la

temperatura no baja a -250°C aunque sea de noche.)



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Figura 32. Mercurio. A primera vista es muy parecido a la Luna, con lasuperficie cubierta de cráteres de impacto. Esta fotografía fue tomada por

la nave estadounidense Mariner 10. (NASA).

Es muy difícil imaginar que Mercurio pueda tener unaatmósfera. Por un lado, su gravedad superficial es baja (2/5de la terrestre: una persona de 100 kg pesaría 40 kg enMercurio, y si diera un salto de 40 cm en la Tierra daría unode 100 cm en Mercurio). Por otro lado, como Mercurio estámuy cerca del Sol, sus partículas gaseosas se moveríanmuy rápidamente (porque estarían a temperaturas muyaltas), y el posible "aire de Mercurio" se escaparíafácilmente al espacio. En resumen, era poco probable que el

planeta tuviera atmósfera.

Con el mismo radiotelescopio, usando técnicas de radar, seencontró que, efectivamente, Mercurio rota muy despacio,descartándose así la explicación atmosférica para explicar latemperatura alta de su lado nocturno. Su periodo derotación es de 56 días, y el de traslación de 88, así quecada vez que el planeta da tres vueltas sobre su eje semueve dos veces alrededor del Sol, viéndose en la mismaposición y dándole en apariencia la misma cara. Lo increíblees que se ha encontrado que Mercurio en realidad sí poseeuna atmósfera. Es sumamente tenue: mil billones de vecesmenos densa que la de la Tierra. No es una atmósfera queprovenga del planeta, lo que se deduce de su composiciónquímica: helio e hidrógeno. La atmósfera de Mercurio vienedel Sol: como el viento solar incide directamente sobre susuperficie, las rocas lo absorben y más tarde se degasifican,produciendo la incipiente atmósfera.

La superficie de Mercurio. En 1974 se observó nítidamentepor primera vez la superficie de Mercurio, cuando la nave

Mariner 10 se acercó y pudo fotografiarla. A simple vistaMercurio es muy parecido a la Luna: de color gris blancuzco



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y con miles de cráteres de todos tamaños. Esta última esuna característica muy común en los cuerpos del SistemaSolar y se piensa que se remonta a los primeros tiempos desu formación. Como los cuerpos más masivos atraengravitacionalmente a los menos masivos, los meteoritos

que pasan cerca de la Tierra son atrapados por ésta y alcaer sobre su superficie forman un cráter. El resto de loscuerpos del Sistema Solar se comporta de la mismamanera, y lo ha venido haciendo durante toda su historia.

Figura 33. En estas figuras se muestra la formación de un cráter deimpacto. Una vez que cae el proyectil, pulveriza la superficie del blanco y

la arroja al exterior. Por eso se dice que los impactos meteoríticosfrecuentes muelen la superficcie de los cuerpos expuestos. (National

Geographic).

Los cráteres de Mercurio se deben a impactos demeteoritos; uno de los cráteres, que se utiliza para medirposiciones sobre su superficie (el "Greenwich" de Mercurio),se llama Hun Kal, nombre que significa, en maya, número20. Este cráter mide 1.5 km de diámetro. Muchos otroscráteres tienen nombres de artistas. Los rayos brillantesque surgen de algunos cráteres se formaron cuando brotómateria eyectada después del impacto de algún meteorito;dichos rayos están compuestos de polvo muy fino de altareflectividad. Probablemente han chocado millones demeteoritos contra Mercurio, sobre todo cuando estabarecién formado.

Se piensa que, en sus orígenes, Mercurio estaba compuestode roca y metal fundidos. El interior permaneció fundido



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durante mucho tiempo (tal vez siga estándolo en elpresente) mientras que las regiones externas se enfriaron yse solidificaron para formar la corteza. Conforme se enfrióel interior, se contrajo, y la corteza se arrugó; algunasporciones de la corteza se encimaron sobre otras, y en los

puntos de contacto se aprecian las escarpaduras. Lasarrugas produjeron las montañas.

El interior de Mercurio se fundió como resultado deldecaimiento de los elementos radioactivos presentes en elinterior del planeta. Puesto que los elementos radioactivosproducen calor cuando decaen, es probable que estecalentamiento se haya producido en todos los planetas y enlos satélites mayores, que tuvieron gran concentración deelementos radioactivos. Este proceso de fundición esimportante, puesto que hace que los cuerpos de tamaños

planetarios se diferencien, es decir que se separen en elloslos elementos más densos de los menos densos. Losmateriales más densos se hunden, mientras que loselementos más ligeros se elevan. Por consiguiente, seforma un núcleo planetario central de hierro y níquel, unmanto compuesto por rocas densas, y una corteza exteriorformada por rocas de baja densidad.

Como en otros cuerpos, encontramos regiones de Mercurioque están tan pobladas por cráteres que se cubren unos a

otros en algunos lugares. En cambio, en otras regiones haymenor densidad de cráteres. Probablemente un procesocomo el vulcanismo rellenó algunas de las regiones entrelos cráteres antes de que terminara el intenso bombardeode meteoritos al inicio de la formación del Sistema Solar.

Algunos planetas como la Tierra aún están parcialmentefundidos cerca de la superficie, de tal forma que el magmafrío ocasionalmente emerge en forma de lava volcánica. Loscampos de lava que se observan en Mercurio son muyviejos, puesto que se ven innumerables cráteres demeteoritos sobrepuestos, lo que implica que su interior seha enfriado y que cerca de la superficie no ha habidomaterial fundido durante mucho tiempo.

La exploración de Mercurio apenas ha empezado. No se hafotografiado más que uno de sus hemisferios, y se haencontrado únicamente una probable caldera volcánica,pero se piensa que tal vez existan más.



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Figura 34. Venus visto desde el espacio. Se observan las nubes altas delplaneta, que tienen velocidades de unos 400 km por hora. Sin embargo, la

atmósfera es tan densa que cerca de la superficie los vientos apenasalcanzan velocidades de unos cuantos kilómetros por hora (NASA).

Venus

A simple vista Venus se ve como una estrella nocturna másbrillante que la demás. Por su hermoso aspecto algunospueblos de la antigüedad le dieron un lugar privilegiado enel cielo. Los mesoamericanos hicieron un calendario con

base en el periodo de traslación del planeta; los griegos lobautizaron con el nombre de la diosa de la belleza y elamor.

Galileo fue el primer hombre que realizó observaciones deVenus con un telescopio; encontró que es un cuerpoesférico y que presenta fases como la Luna.

Si nos pudiéramos acercar a Venus veríamos que estásiempre nublado, y que estas nubes de alta reflectividadson las que lo hacen tan brillante. Venus tiene casi elmismo tamaño y masa que la Tierra.

Si Venus, la diosa del amor y la belleza, tuvieracaracterísticas humanas, estaría incómoda bajo estas nubescompuestas de ácido sulfúrico con velocidades dos vecesmás altas que la de los vientos huracanados terrestres, quele dan la vuelta al planeta en 90 horas.

¿Y la superficie de Venus? Tiene temperaturas de casi500°C cuando es de día. Esto significa que, si hubiera



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plomo en la superficie, estaría fundido. Debido a la presiónatmosférica, equivalente a la que soportaríamos bajo unkilómetro de agua en la Tierra, las rocas toman formasextrañas. Caen rayos continuamente y hay lluviasesporádicas de ácido sulfúrico.

Las temperaturas superficiales tan elevadas se deben a lapresencia de una gran cantidad de bióxido de carbono en laatmósfera. Esto hace que en Venus haya lo que se conocecomo el efecto invernadero: la luz del Sol penetra hasta lasuperficie, ésta la absorbe e irradia fotones infrarrojos, loscuales no logran escapar debido al bióxido de carbonoatmosférico. Así, la superficie se mantiene muy caliente —más que en Mercurio— a pesar de que Venus está 1.4 vecesmás lejos del Sol. Para las ciencias de la Tierra, es de vitalimportancia estudiar las características de la atmósfera de

Venus. Puesto que no hay vida en Venus, su densaatmósfera no tiene O2, y por ello no es transparente a laradiación infrarroja. La radiación solar penetra y, como enel caso de la Tierra, se queda atrapada como en uninvernadero. Probablemente, si la humanidad siguedepredando y contaminando su ambiente, logre alterar lacomposición química de la atmósfera hasta modificarseriamente el clima terrestre.

Hasta hace muy poco tiempo se tuvieron noticias de la

estructura superficial del planeta gemelo de la Tierra. Porun lado, Estados Unidos construyó un telescopio de radarque manda señales a todos los puntos accesibles de lasuperficie de Venus y estima la estructura de la superficiemidiendo el tiempo de rebote. El mapeo de la superficietardó tres años en efectuarse y mostró que en Venus hayuna montaña, el monte Maxwell, de 14 km de altura(recordemos que el monte Everest tiene 9 km). Sinembargo, en términos generales, la superficie de Venus esmucho más homogénea que la de la Tierra. En la figura 35se muestran mapas comparativos, obtenidos con radar, de

las superficies de Venus, de la Tierra y de Marte, hechoscon la misma resolución y como si los tres planetas fuerandel mismo tamaño. Se puede apreciar, en estos mapas, queen Venus, y sobre todo en Marte, los continentes sonmucho más masivos y están más agrupados que en laTierra. La Tierra surgió como un solo continente, pero latectónica de placas ha ido modificando su superficie,fragmentándola y desplazando los pedazos. En cambio, enMarte no existen movimientos continentales.



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Figura 35. Fotografía de radar de Venus, la Tierra y Marte, a la mismaescala. En Venus los continentes tienen aspecto más granuloso y en Martemás masivos que en la Tierra, Los soviéticos han construido radares más

poderosos que se han puesto en órbita alrededor de Venus y en breve setendrán mejores fotografías de este planeta.

La Unión Soviética ha enviado varias sondas a Venus. Lasprimeras expediciones tomaron fotografías de las nubes,midieron campos magnéticos y determinaron la intensidaddel viento solar. Recientemente varias sondas se hanposado en la superficie, y han logrado sobrevivir algunosminutos en las condiciones ambientales existentes. Graciasa ello se han podido fotografiar las rocas superficiales y el

cielo (que es de color naranja), así como realizar el análisisquímico de algunas rocas.

Resulta interesante detenerse a considerar el esfuerzo queimplica colocar una nave en la superficie de un planeta taninhóspito como Venus. La nave Vega 1 tardó un mes enllegar al planeta. Era una nave nodriza que transportabavarios módulos de exploración y de descenso. Los módulosdescendieron con un paracaídas, rodeados de rayos y ácidosulfúrico, e hicieron los primeros análisis de los aerosoles dela atmósfera venusina. Al mismo tiempo que descendían,

enviaban la información por medio de ondas de radio a laTierra. Una vez sobre la superficie del planeta, el módulotenía que soportar una temperatura de 600°C y una presiónde 100 atmósferas. Los científicos soviéticos construyeronuna copia del módulo que colocaron dentro de un horno aalta presión, con la esperanza de que la temperaturainterior se mantuviera debajo de 20°C durante los tresminutos necesarios para hacer el análisis químico de lasuperficie (con un espectrógrafo de masas) y mandar losresultados a la Tierra. Desde luego que el móduloexperimental se fundió y se oxidó totalmente en menos de

una hora.



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Una vez sobre la superficie, que no es lisa (no se disponíande fotografías de antemano para estimar en qué posicióniba a quedar el módulo), se procedió al análisis químico. Elmódulo contaba con un brazo dotado de un taladro y deuna aspiradora. El taladro no sabía con qué tipo de suelo se

iba a enfrentar. Tuvo que taladrar roca dura y aspirarla,una vez dentro del módulo fue necesario bajar la presión dela muestra, ya que esta última estaba a una presión cienveces mayor que el interior del módulo (hubiera sido comoabrir una olla express con 50 veces la presión usual). Huboque analizar la muestra y enviar los resultados en forma deondas de radio a la Tierra. Simultáneamente el módulofotografió el paisaje venusino. ¡Todo esto en menos detrece minutos!

La nave Venera 13 se posó sobre la región Phoebe; cerca

del ecuador, y sacó varias fotografías. El cielo, las nubes yla superficie de Venus son de color naranja. Las rocastienen aristas agudas, lo que parece indicar que hubo flujosde lava sobrepuestos que más tarde fueron erosionados porel viento (los vientos en la atmósfera de Venus son de 200m/seg en la parte alta y de 2 m/seg cerca de la superficie).En el cuadro 2 se muestra la composición química obtenidaen el estudio de rocas superficiales a 3 cm de profundidadpor la naves Venera.

CUADRO 2. Composición química del suelo de Venus obtenida porlas naves Venera

Mineral Venera 13 Venera 14

MgO 10 % ± 6 8 % ± 4

Al2O3 16 ± 0.6 18 ± 4

SiO2 (cuarzo) 45 ± 3 49 ± 4

K2O 4 ± 3 0.2 ± 0.1

CaO 7 ± 1.5 10 ± 1.5

TiO2 1.5 ± 0.6 1.2 ± 0.4

MnO 0.2 ± 0.1 0.16 ± 0.08FeO 9 ± 3 9 ± 2

La Tierra



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La Tierra presenta una estructura superficial de grandiversidad: tiene agua gaseosa, líquida y sólida, albergavida, y normalmente, el 50% de su atmósfera está opacadapor nubes.

Si fuéramos un astrónomo de Titán, una de las lunas deSaturno, podríamos hacer el siguiente reporte acerca de laTierra:

INFORME DE LA ACADEMIA TITANIANA DE CIENCIAS

Desde hace siglos nuestros antepasados han estudiado a

la Tierra. Nuestros primeros habitantes suponían que se

trataba de una estrella vagabunda, que aparece al

atardecer o al anochecer: puesto que es un planeta

interior sólo se observa cerca del Sol. Desde que el

gran Galilixto utilizó el primer telescopio (que enrealidad era un anteojo de pirata) para estudiar los

cuerpos celestes, descubrió que la Tierra es redonda y

presenta fases, como nuestro hermoso planeta Saturno y

sus 23 lunas, de las que formamos parte.

Figura 36. Fotografía de la Tierra tomada desde el espacio. Se vislumbra laparte noroeste del territorio mexicano a través de las nubes.

Sólo se conoce un satélite de la Tierra y no se le han

detectado anillos, aunque suponemos que debe tenerlos. Resulta difícil estudiar a la Tierra ya que, como

nosotros, posee una atmósfera y está cubierta de nubes

la mayor parte del tiempo; pero sus nubes no son de

metano como las nuestras, sino de agua, lo que hace

difícil que albergue vida (aunado a su alta

temperatura). Se conoce muy poco sobre ella ya que la

gran distancia a la que se encuentra nos ha hecho muy

difícil estudiarla.



80

El estudio de la Tierra es importante para poder compararlacon el resto de los planetas del Sistema Solar, y se hapodido realizar cuidadosamente dado que la conocemos conmucho más detalle y desde hace mucho más tiempo. Lageología de la Tierra es tan compleja que resulta necesarioel estudio del resto de los planetas, que presentanactividades geológicas más sencillas, para ayudarnos aentenderla.

La corteza terrestre está dividida en nueve grandes pedazoso placas que flotan parcialmente sobre el manto viscoso.Estas placas están en movimiento, impulsadas por un flujode magma que surge del manto a través de las

cuarteaduras de la corteza que las originaron. Cuando dosplacas se alejan, el espacio entre ellas se llena de agua,dando lugar a mares u océanos, en el fondo de los cualesencontramos cordilleras formadas por el magmasolidificado. Cuando se juntan dos placas, una de ellas sehunde, dando lugar a grandes cañones submarinos.También pueden surgir montañas y ocurrir temblores en lossitios en que están chocando.

En resumen, la superficie de la Tierra es dinámica: lacorteza vieja desaparece continuamente, a la par que seforma la nueva. Las placas se mueven centímetros omilímetros por año. No se ven muchos cráteres de impactopor meteorito sobre la Tierra porque su superficie esgeológicamente joven. Estas ideas forman parte de la teoríade la deriva continental.

El interior de la Tierra. La primera información sobre elinterior de la Tierra proviene de comparar la densidad delas rocas superficiales (~3 gr/cm3) con la densidadpromedio del planeta: 5.5 gr/cm3. Esta comparación nos

indica que en el interior de la Tierra debe haber materialmás denso. Probablemente cuando se formó la Tierra yestaba todavía muy caliente y viscosa, sucedió ladiferenciación: los elementos más densos se fueron alinterior y los livianos quedaron en la superficie.

La siguiente información proviene de los temblores. Cuandose produce un movimiento violento en la superficie de laTierra se producen dos tipos de ondas: las P o primarias,que son ondas de compresión y viajan a unos 7 km/seg, y

las S o secundarias, que son transversales y viajan a 5km/seg. Esta diferencia de velocidades permite conocer conprecisión el epicentro del temblor, ya que llegan primero las



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ondas P que las S. Existen cientos de estacionessismológicas sobre la superficie terrestre con las cuales sepueden hacer las interpolaciones adecuadas. Las ondas P noatraviesan líquidos. Midiendo la llegada o no de estas ondasa las distintas estaciones sismológicas se ha encontrado que

la Tierra posee un núcleo líquido. Dado que las ondassísmicas se refractan al pasar de un medio a otro (como laluz: por eso una cuchara se ve doblada en un vaso deagua), por su desviación de una trayectoria rectilínea sepueden conocer las distintas sustancias de las que estácompuesto el interior de la Tierra. Éste no es un trabajosencillo; ha tomado decenas de años empezar a conocer elmanto y el núcleo terrestre. Se han colocado sismógrafosen la Luna y en Marte, y en 1998 se piensa colocar uno enVenus.

Probablemente el interior de la Tierra esté formado porníquel y hierro. El núcleo central es sólido, pero estárodeado de líquido. La fuente de calor del interior de laTierra es la radiactividad.

La atmósfera. La atmósfera que tiene la Tierra no es la quetuvo originalmente. Ésa se perdió, y la actual surgió de losgases emitidos por los volcanes, aunque ha sufridomodificaciones (principalmente debido a las plantas).

La composición química de la atmósfera terrestre es de78% N2, 28% O2, 2.2% CO2 y cantidades variables de vaporde agua. En el cuadro 3 se da una relación más completa, junto con la de las atmósferas de Venus y Marte.

La atmósfera de la Tierra se divide en diferentes capas quevarían en temperatura, principalmente debido a sucomposición química. La luz visible que nos llega del Solatraviesa la atmósfera y calienta la superficie. Latemperatura promedio de la superficie terrestre es de 20°C.

La primera capa se llama la tropósfera; tiene composiciónquímica homogénea, mide unos 16 km de altura y secalienta por emisión de luz infrarroja, que remite a lasuperficie, y por convección (es decir, por masas de gascaliente que se elevan y masas de gas frío que descienden).La temperatura de la tropósfera disminuye hasta llegar a -50°C.



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Figura 37. Estructura vertical de la atmósfera de la Tierra como función dela temperatura. (dibujo de Alberto García).

A unos 50 km de altura existe una capa de ozono. El ozono(03) es un gas formado por tres moléculas de oxígeno, queabsorbe eficientemente la luz ultravioleta del Sol y secalienta; así que a partir de los 16 km de altura, en dondetermina la tropósfera, aumenta nuevamente la temperaturahasta llegar a la capa de ozono, que está a unos 0°C.Debajo de la capa de ozono está la estratósfera, y encimala mesósfera. En la estratósfera los gases están en capas,con los de mayor densidad en las capas inferiores. En la

mesósfera la temperatura atmosférica vuelve a disminuirhasta -90° C. Después se calienta nuevamente más y másen la termósfera. En esta última capa, los gasesatmosféricos atrapan los rayos X del Sol, se ionizan y, comoconsecuencia, la capa se calienta. Así se forma la ionósfera,que aumenta su tamaño de día y disminuye durante lanoche, cuando ya no le llegan los rayos X del Sol. Las ondasde radio rebotan en ella, haciendo posibles lascomunicaciones radiales entre lugares alejados. Esto explicala razón por la cual cuando hay actividad solar intensa sealteran las comunicaciones: porque se modifican o cambian

bruscamente las capas ionosféricas.

La capa de ozono es fundamental para frenar los rayosultravioletas provenientes del Sol, pues si éstos lograranpenetrar destruirían la vida. Algunos desechos de aviones,de refrigeradores viejos y de aerosoles (los fluorocarbonos)destruyen la capa de ozono. Un efecto a corto plazo es unaumento posible en la incidencia del cáncer de la piel; alargo plazo, las consecuencias podrían ser terribles.

Comparemos las atmósferas de Venus, la Tierra y Marte,tres planetas pequeños con atmósferas primitivas similares.



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Los tres tenían agua y bióxido de carbón, peroevolucionaron de acuerdo a sus diferentes masas y a susdistancias distintas al Sol.

Venus, el más cercano al Sol, recibe mayor cantidad deradiación. Probablemente Venus tenía vastos océanoscuando estaba recién formado y el Sol era menos brillante;pero al aumentar la luminosidad del Sol, los océanos seevaporaron. Mientras tanto, los volcanes venusinosarrojaron bióxido de carbono a la atmósfera. En la Tierra, elC02 se disolvió en el agua y se reincorporó a las rocas,carbonándolas; pero esto no pudo suceder en Venus,porque el agua estaba gasificada. Conforme aumentó el C02 en la atmósfera de Venus, aumentaron el efectoinvernadero y la temperatura, de tal manera que Venus esincapaz de albergar aun las formas más primitivas de vida.

La Tierra está lo suficientemente lejos del Sol como pararetener agua líquida. Su presencia prolongada permitió eldesarrollo de microorganismos que cambian parte del C02 en 02 y azúcares. Los volcanes y la tectónica de placassiguen proporcionando C02 a la atmósfera.

Probablemente Marte tenía océanos y un clima moderado;incluso pudo haber albergado vida. Como es más pequeñoque la Tierra, es menos activo tectónicamente. No tiene unarenovación constante de C02, el efecto invernadero hadisminuido y el agua se ha congelado, así que Marte sequedó seco y frío. Frecuentemente, las tormentas de polvohacen que disminuya drásticamente la temperatura en lasuperficie de Marte. A diferencia del C02, que atrapa laradiación infrarroja y no la deja escapar, produciendocalentamiento, el polvo impide la entrada de la radiaciónsolar y hace que la temperatura disminuya. Si hubiera unaguerra nuclear se levantaría tanto polvo en la Tierra comoen las tormentas marcianas y disminuiría tanto latemperatura que se extinguiría la vida en la Tierra (seríansuficientes 5 000 megatones para que esto sucediera).

Un compuesto interesante de la atmósfera terrestre es elcarbono catorce (14C). Se trata de un isótopo radioactivodel carbono cuya vida media es de 5 760 años. El 14C seproduce por bombardeo de rayos cósmicos sobre el 14N. Seha encontrado que la cantidad de 14C atmosférico hapermanecido casi constante durante los últimos miles deaños. Cuando las plantas incorporan a sus hojas bióxido decarbono, una fracción del carbono es del isótopo catorce.

Los mamíferos consumimos vegetales o animalesvegetarianos e ingerimos 14C. Durante nuestras vidas, la



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cantidad de este isótopo en nuestro organismo permanecerelativamente constante, porque lo renovamos en formacontinua. Pero al morir dejamos de renovarlo, y como el 14C decae radiactivamente, midiendo la cantidad de 14C enrestos humanos se puede determinar con precisión el año

en que murió la persona. El llamado método del carbonocatorce es ampliamente utilizado por los antropólogos paradatar restos arqueológicos de origen biológico.

El 80% de la masa de la atmósfera se encuentra en losprimeros 10 km de altura. La densidad del aire disminuyerápidamente conforme nos alejamos de la superficie de laTierra. Esto lo podemos experimentar midiendo latemperatura de ebullición del agua. Para que el aguahierva, las burbujas de aire que se forman en el fondo delrecipiente tienen que vencer la presión atmosférica para

poderse elevar. Al nivel del mar, el agua hierve a 100°C.En la ciudad de México lo hace a 87°C, ya que las burbujasnecesitan menos energía para vencer una presiónatmosférica menor. En la cima del Monte Everest (8 880m) el agua hierve a 30°C, pues las burbujas del fondo delrecipiente tienen muy poca presión que vencer. De hecho,el ama de casa utiliza este fenómeno en la "olla express": alaumentar la presión dentro de la olla, el agua se calienta amás de 100°C y se cuecen más rápidamente los alimentos.A 100 km de altura la presión atmosférica ha disminuido100 000 veces; ya casi no hay aire. Aunque se encuentran

partículas atmosféricas a decenas de miles de kilómetros dela Tierra, su densidad es tan sólo de unas cuantaspartículas por cm3;.

En el cuadro 3 se han presentado algunas características delas atmósferas de los planetas terrestres. La presiónatmosférica en Venus es 90 veces la terrestre, mientras quela de Marte es 150 veces menor y Mercurio prácticamenteno posee atmósfera.

CUADRO 3. Composición química de las atmósferas de los planetasterrestres

Planeta Presión

atmosférica(en bars)

Compuestos principales(porcentaje)

compuestossecundarios

(partes por millón)

Mercurio 10 -15 He (98) H (2)



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Venus 90 CO2 (96) H2O (~100), SO2 (~ 150)

N2 (35) Ar (70), CO (40),HCL (0.4)

Tierra 1 N2 (77) CO2 (330), Ne(18), He (70)

O2 (21) Kr (1.1), Xe(.087), CH4 (1.5)

H2O (1) H2 (.5), N2O (.3),CO (.12)

Ar (0.93) NH3 (0.1), NO2

(.001)

SO2 (.0002), H2S(.0002), O3 (4)

Marte 0.007 CO2 (95) O2 (1 300), CO(700), H2O (300)

N2 (2.7) Ne (2.5), Kr (.3),Xe (.08),

Ar (1.6) O3 (.1)

Los cinturones de radiación. En enero de 1958 el satélite

estadounidense Explorador descubrió los Cinturones VanAllen de Radiación, llamados así en honor del director delproyecto.

Se conocen dos de estos cinturones que contienenpartículas energéticas y eléctricamente cargadas. Laspartículas cargadas emiten la radiación. Los límites de loscinturones no son muy definidos: el interior se extiendedesde unos 1 000 km sobre la superficie terrestre hasta 5000 km, mientras que el exterior va desde unos 15 000 km

hasta 25 000 km.

Las partículas cargadas se mantienen dentro de los anillosporque el campo magnético de la Tierra las atrapa cuandollegan con el viento solar y no las deja escapar. Cuando unapartícula cargada se mueve dentro de un campo magnético,describe una trayectoria espiral a lo largo de las líneas delcampo y emite radiación. Las botellas magnéticas que seutilizan en la Tierra para contener plasmas muy calientes,pretenden hacerlo, imitando la forma en que el campomagnético terrestre mantiene atrapadas a las partículas

cargadas provenientes del viento solar.



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Marte

Marte ha sido siempre uno de los cuerpos celestes másinteresantes, tanto para astrónomos como para legos. Suaspecto nocturno es el de una estrella roja muy brillante.Los griegos lo bautizaron con el nombre del dios de laguerra. Se ha especulado durante siglos sobre laprobabilidad de que haya vida en ese planeta.

Marte es un planeta pequeño: tiene 6 800 km de diámetro,es decir, la mitad del de la Tierra o Venus, y una vez ymedia el de Mercurio. Como está casi cuatro veces máslejos del Sol que Mercurio, recibe mucho menos radiación yes capaz de retener una atmósfera.

La atmósfera marciana es tan tenue que se puede mirar através de ella y estudiar estructuras superficiales hasta de60 km de diámetro; las más pequeñas se borran debido a laturbulencia atmosférica. Se pueden distinguir casquetespolares y medir su periodo de rotación: 24 horas, 37minutos y 22.6 segundos.

¿Hay vida en Marte? Con un telescopio, Marte se observacomo un disco naranja que cambia de coloración; algunasveces aparecen grandes extensiones verdes o rojizas. Sus

casquetes polares cambian sensiblemente de tamaño conlas estaciones.

Figura 38. Marte visto desde la Tierra con un buen telescopio. Susestructuras superficiales cambian de color y forma durante su periodo detraslación alrededor del Sol, y lo mismo ocurre con sus casquetes polares.

Marte es difícil de fotografiar porque posee atmósfera, ycuando se realizan exposiciones muy prolongadas se



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obtienen fotografías borrosas. Por esta razón en el pasadomuchos observadores prefirieron dibujar a Marte quefotografiarlo, argumentando que se observaban mejor losdetalles superficiales empleando la vista.

En 1877 el astrónomo italiano Schiaparelli describió unasestructuras que bautizó "canales". Son estructurasalargadas que recorren la superficie de Marte. Hizoobservaciones muy cuidadosas con un telescopio pequeño,y dibujó la faz cambiante del planeta rojo.

Más adelante, Sir Percivall Lowell consideró que los"canales" de Marte podían haber sido construidos por seresinteligentes; tabuló más de 400 canales: "algunos de loscuales intersectaban los 'oasis' y otros traían agua

directamente de los polos a este planeta semidesértico".Consideró Lowell que las manchas verdosas eranextensiones de tierras cultivadas que cambiaban segúnfueran irrigadas por los marcianos. Cuando se descubrieronlos satélites de este planeta, Fobos y Deimos, algunaspersonas sugirieron que eran artificiales y, según esto, losmarcianos nos habían adelantado en mucho desde el puntode vista científico.

En 1965, cuando Mariner 4 mandó las primeras fotografíascercanas de Marte y se afinó el análisis espectroscópico dela superficie, se llegó a la triste conclusión de que eraimposible que un planeta sin agua y cubierto de polvoalbergara algún tipo de vida. Además, su atmósfera estábásicamente compuesta de C02 y tiene una presión 150veces menor que la terrestre.

Figura 39. Mosaico fotográfico de la superficie de Marte, en el que se

pueden observar regiones viejas ricas en cráteres de impacto y regiones jóvenes, de aspecto más terso, que fueron rellenadas por lavas volcánicas.En la parte superior izquierda se ve una región en la que parece haber



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corrido algún líquido, que podría haber sido agua. También se puedenobservar estrías debidas a fracturas por tectonismo (NASA).

Estas ideas tomaron un nuevo giro en 1970, cuandofotografías más veladas mostraron que en Marte existen

depresiones que parecen ser lechos de ríos secos; además,el análisis químico de los casquetes polares mostraba queéstos tienen una gran cantidad de hielo de agua y no sólode hielo seco (C02), como se pensó en la década de losaños sesenta. Una vez más la comunidad científica supusoque si Marte no albergaba vida en el presente, seguramenteesto sí había ocurrido en el pasado, pues todo parecíaindicar que alguna vez fluyó el agua sobre su superficie. Asíque se planeó una misión no tripulada para que aterrizaraen algún lugar propicio e intentara buscar alguna formalatente de vida, como esporas, por ejemplo. Los resultados

de las misiones fueron negativos. Las misiones Vikingopudieron realizar un análisis de las rocas superficiales deMarte, que estaban esparcidas aquí y allá y que, por teneraristas agudas, parecían haber sido eyectadas por impactosde meteoritos.

CUADRO 4. Misiones no tripuladas a Marte

Sonda Paísde

Origen

Fecha dedespegue Comentario

Mariner4 EUA julio de

1965 sobrevoló el planeta

Mariner6 EUA julio de


Mariner7 EUA agosto de


Mariner9 EUA noviembre

de 1971 puesto en órbita

Marte 2 EUA noviembrede 1971

puesto en órbita y se

perdió el módulo deamartizaje

Marte 3 URSS diciembrede 1971

puesto en órbita yamartizaje

Marte 4 URSS febrero de1974 sobrevoló el planeta

Marte 5 URSS febrero de1974 puesto en órbita

Marte 6 URSS marzo de1974

puesto en órbita yamartizaje fallido

Marte 7 URSS

marzo de

1974

puesto en órbita y

amartizaje fallido Vikingo EUA julio de puesto en órbita y



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1 1976 amartizaje fallido Vikingo

2 EUA agosto de1974

puesto en órbita yamartizaje sin fallido

La composición química de la superficie de Marte es distintaque la de la Tierra y tiene un alto contenido de hierro (elóxido de hierro es el que le da la coloración rojiza). El altocontenido de este metal sugiere que en Marte no hubodiferenciación como en la Tierra, Venus y Mercurio. Laausencia de un campo magnético marciano y las medicionesde su densidad (3.9 gr/cm³), comparada con el promediode los otros tres planetas terrestres, 5.4 gr/cm3), sugierenque Marte no tiene núcleo de hierro; es decir, que losmateriales más densos no están en el interior del planeta y

los livianos en la superficie, sino que están bien mezclados.

La superficie de Marte presenta gran cantidad de cráteresde impacto y conos volcánicos. Frecuentemente laapariencia del planeta cambia cuando hay tormentas depolvo, que duran varios meses y pueden cubrir vastaszonas.

Algunas áreas de Marte están cubiertas por dunas de arena,frecuentemente alineadas en la misma dirección, que

muestran que los vientos siempre soplan en el mismosentido. También se observan montículos de polvoamontonados detrás de los cráteres en el lado en el que nosopla el viento.

Figura 40. El volcán apagado más grande que se conoce en el SistemaSolar es el Monte Olimpo. Se localiza en Marte y tiene casi 700 km de

diámetro y 27 km de altura (NASA).



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Las naves Vikingo, además de buscar vida, pudieronfotografiar la superficie marciana. El aspecto de la superficiemuestra un paisaje desértico con rocas de aristas agudas.El suelo marciano es naranja, así como su cielo. Lasfotografías tomadas por la nave Vikingo 2, que amartizó en

una zona más cercana al polo, muestran escarchacubriendo finamente a las rocas en el amanecer marciano.

Estudios recientes detallados de las fotografías tomadas porlas naves Vikingo muestran que hace dos o tres miles demillones de años hubo lagos o mares en Marte. En la regiónllamada Deuteronilus Mensae existen vestigios dedepresiones lacustres. El personal de la NASA piensa enviaruna nueva misión exploradora a Marte en 1992, la cualtomará mejores fotografías de la superficie marciana. Dichamisión constará de un robot plástico en forma de rueda de5 m de diámetro, que explorará directamente la superficiemoviéndose a un kilómetro por día.

El cono volcánico más grande de Marte, y de todo el restodel Sistema Solar explorado, es el Monte Olimpo. Tiene 600km de base y unos 25 km de altura. Como comparación, elmayor volcán terrestre es Mauna Kea, en Hawaii, que tiene9 km de altura si se mide comenzando en las profundidadessubmarinas. El cráter del Monte Olimpo es de 65 km, y laciudad de México cabría fácilmente en su interior.

Además de volcanes, la superficie de Marte muestracañones. Uno, inmenso, tiene 5 000 km de longitud: es máslargo que México. Se cree que Marte no tiene tectónica deplacas porque no existen grandes cordilleras montañosas.

LOS PLANETAS EXTERIORES

Los planetas gigantes o jovianos se encuentran más allá del

cinturón de asteroides y su temperatura promedio es de -200°C, ya que a las distancias a las que se encuentraninterceptan muy poca radiación solar: Plutón, por ejemplo,recibe 1 600 veces menos luz por cm2 que la Tierra. Debidoa la debilidad de la luz que reflejan, estos planetas, sussatélites y anillos son muy difíciles de estudiar, sobre todomás allá de Urano.



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Figura 41. Tamaños comparativos de Júpiter, la Tierra y Saturno.

El primer contacto con los planetas gigantes fue en 1973,cuando el Pionero 10 voló cerca de Júpiter; en 1981 y 1982lo secundaron las misiones Viajero, ofreciéndonos elpanorama de un mundo maravilloso.

Los planetas gigantes son mucho mayores que losterrestres. A diferencia de éstos, están hechos de materiavolátil: Júpiter, Saturno y Neptuno son gaseosos, salvo porun pequeño núcleo sólido; tienen muchas lunas y anillos y

son mundos fríos; Urano es principalmente líquido. Acontinuación describiremos algunas de las características delos planetas gigantes.

Júpiter

Júpiter es el mayor de los planetas del Sistema Solar. Se vefrecuentemente como un objeto brillante en el cielonocturno. Observaciones realizadas con un telescopiopequeño muestran su sistema de nubes en forma de

bandas que cubren su superficie y cuatro de sus muchaslunas, que hacen que Júpiter parezca un sistema solar enminiatura. Tiene una densidad de 1.3 gr/cm3, de lo que seinfiere que su composición química debe ser más parecida ala del Sol que a la de otros planetas (además se tieneevidencia espectroscópica al respecto). Está compuesto casitotalmente de hidrógeno y helio. Como la masa de Júpiteres 318 veces la terrestre y su radio 11.2 el terrestre, lagravedad superficial es 2.5 veces mayor que en la Tierra.Una joven de 60 kg pesaría unos 150 kg en Júpiter. Lagravedad es tan alta que los gases más livianos no logran

escapar de su superficie. (Si alguna vez la Tierra tuvohidrógeno gaseoso, éste se escapó, pues la Tierra sólo



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retiene gases más densos, como el oxígeno y el bióxido decarbono.) Probablemente Júpiter ha retenido los gases delos que se formó originalmente; el estudio de sucomposición química nos hablará de su origen.

Júpiter es casi totalmente gaseoso, salvo por un núcleorocoso en el interior (más o menos del tamaño de la Tierray 15 veces más masivo). Tiene una estructura de bandas yhuracanes en su superficie visible, producidas por laconvección interior aunada a la rotación. Las bandas quecubren su superficie tienen tonalidades naranja, café, gris,amarillo, crema y azul. Están en continuo movimiento y enellas se pueden apreciar cambios en cuestión de días. Lasbandas de color claro son 10°C más calientes que las decolor oscuro; las bandas claras se mueven hacia afuera delplaneta y las oscuras hacia adentro. Las bandas oscuras

están 20 km por debajo de las claras.

Figura 42. La superficie de Júpiter, totalmente gaseosa, es muyturbulenta. Se distinguen claramente manchas huracanadas (NASA).



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Figura 43. Tamaño comparativo de la Tierra y los huracanes de Júpiter.

La Gran Mancha Roja, que se eleva 8 km por encima delmaterial circundante, tiene 26 000 km de diámetro ycabrían dos Tierras en su interior. Es una tormentaatmosférica con vientos huracanados de 360 km/h develocidad. Se ha observado desde hace más de trescientosaños y aparentemente no se ha destruido por la ausenciade estructuras sólidas en la superficie de Júpiter (loshuracanes terrestres se destruyen al chocar contra loscontinentes). Se han observado más manchas de este estiloen Júpiter y en la atmósfera de Saturno.

Júpiter rota muy rápido —una vez cada 10 horas— y estarotación también influye en el aspecto de las bandas que,

según dijimos, son nubes paralelas al ecuador. No todas lasbandas rotan con la misma velocidad: las ecuatoriales rotanun poco más rápido que las cercanas a los polos,completando su rotación cinco minutos antes. Enconsecuencia, cada 50 días jovianos las bandas ecuatorialeshan dado un giro más que las polares. Las regiones internasde Júpiter también giran a distintas velocidades.

Los gases de Júpiter se van haciendo más y más espesoshacia el núcleo del planeta, en el que la densidad es tanalta que el hidrógeno se vuelve metálico. La rápida rotacióndel planeta hace que Júpiter esté achatado, siendo su radioecuatorial 7% mayor que el polar.

Por medio de la espectroscopia se ha encontrado amoniaco(NH3) y metano (CH4) en la atmósfera de Júpiter; estoscompuestos forman menos del 1% de la totalidad delplaneta (el 85% es hidrógeno y el 15% helio). Los coloresde las nubes provienen de hielos suspendidos en laatmósfera.

Júpiter radia dos veces más energía que la que recibe delSol, de donde se infiere que, de alguna manera, estágenerando energía en su interior. Esto no sucede en losdemás planetas, con excepción de Saturno y Neptuno,según veremos más adelante. Se piensa que la fuente deenergía de Júpiter es la contracción gravitacional delplaneta. Es más, si Júpiter hubiera sido 75 veces másmasivo lo más probable es que hubiera sido una estrellacomún y corriente; así, viviríamos en un sistema con dossoles.



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Por medio de observaciones en el infrarrojo, hechas desdela Tierra, se ha logrado deducir que las temperaturas de lasnubes de Júpiter van de -173 a -73°C. Otro grupo deobservaciones, efectuadas por el Pionero 11, mostraron quea una profundidad en la que la presión equivale a media

atmósfera terrestre, la temperatura es de +127°C.

El Pionero 10 tomó fotografías orientadas al ecuador deJúpiter y el Pionero 11 hacia la región polar, invisible desdela Tierra. Cerca de los polos ya no se observan lasestructuras de bandas, pero sí se aprecia una granturbulencia.

En 1955 se descubrieron emisiones de radio provenientesde Júpiter parecidas a las que se producen cuando hay

tormentas eléctricas en la Tierra. Estas emisiones provienende descargas eléctricas entre el planeta e lo, uno de sussatélites, y revelan que Júpiter tiene un campo magnéticointenso.

Las primeras fotografías cercanas de Júpiter fuerontomadas por las naves Pionero 10 y Pionero 11, en 1973 y1974. Estas sondas no quedaron orbitando alrededor deJúpiter, sino que prosiguieron su viaje, alejándose cada vezmás del Sol. Como viajan a suficiente velocidad paraescapar del Sistema Solar (en unos 80 000 años habránrecorrido la distancia correspondiente a 3 años luz), a lalarga lo abandonarán. De hecho, a partir de 1979 ya notuvieron suficiente potencia para seguir mandando señalesa la Tierra; pero llevan a bordo una placa con informaciónacerca de su planeta de origen: la Tierra.

Saturno

Saturno es el segundo planeta del Sistema Solar en cuanto

a masa y dimensiones. Es muy parecido a Júpiter,probablemente debido a que tuvieron un origen similar. Eldiámetro de Saturno es 80% del de Júpiter.



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Figura 44. Saturno, observado por el Viajero 2. (NASA)

Debido a su enorme distancia al Sol (9.5 veces más que laTierra) y a su baja velocidad de traslación, Saturno parecemoverse muy despacio a lo largo de la bóveda celeste. Asimple vista se ve más amarillento y débil que Júpiter. Sunombre viene del dios griego del tiempo. Para el observadoraficionado Saturno resulta ser el objeto más hermoso delSistema Solar por sus anillos. Los anillos de Saturno estáninclinados 27° respecto de su órbita, por lo que, vistosdesde la Tierra, presentan diversas orientaciones; cuandoestán de canto, casi desaparecen por completo.

Galileo fue el primero en observar que Saturno tenía unaforma curiosa (en 1610), y en 1959 Huyghens escribió:"Saturno tiene un anillo plano que en ningún punto toca alplaneta."

El aspecto exterior de Saturno es parecido al de Júpiteraunque tiene franjas menos pronunciadas debido a sumenor temperatura. Su composición química también esmuy parecida: en la atmósfera hay moléculas de hidrógeno,

amoniaco y metano, aunque este último se cristaliza y seprecipita en forma de nieve.

La magnetósfera de Saturno está mucho menos extendidaque la de Júpiter, debido a la menor intensidad de sucampo magnético -35 veces menor. Esto nos hace pensarque el núcleo de hidrógeno metálico de Saturno es menorque el de Júpiter. El eje del campo magnético de Saturnosólo está inclinado 1° respecto de su eje de rotación.

Como Júpiter, Saturno es una fuente de emisión de radio.Parte de la emisión se produce en los cinturones de



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radiación, en donde el campo magnético planetario hacapturado una nube de electrones y de iones. Saturnotambién emite radiación proveniente del interior, ya quetodavía se está diferenciando (emite 2.2 veces más energíade la que recibe del Sol).

Los vientos en el ecuador de Saturno se mueven a 1 800km/h, mientras que en Júpiter esta velocidad es de "sólo"360 km/h. La diferencia se puede deber a que en Saturnohay estaciones (que duran 30 años) que modifican latemperatura de las nubes.

Saturno tiene un núcleo sólido, rodeado por una capa dehidrógeno líquido metálico; afuera tiene una capa dehidrógeno y de helio y, finalmente, las nubes que se

observan.

Figura 45. La superficie de Saturno es muy parecida a

la de Júpiter, con bandas alternas claras y oscuras ycon manchas de huracanes (NASA).

Urano

La nave Viajero 2 lanzada por Estados Unidos pasó por lascercanías de Urano en febrero de 1986, después de haberestudiado a Júpiter en 1979 y a Saturno en 1981; es decir,tardó 5 años en viajar los 1 500 millones de kilómetros queseparan a Urano de Saturno. Antes de esa fecha se conocíamuy poco acerca de este planeta; incluso su diámetro eraincierto.



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Además de hidrógeno y helio, Urano y Neptuno tienenoxígeno, nitrógeno, carbono, silicio y hierro en su interior.Tienen, también, un núcleo denso y un interior convectivo.

Para medir los diámetros de los planetas lejanos y paraestimar las condiciones de sus atmósferas, tradicionalmentese ha empleado el método de las ocultaciones.

En la figura 46 se muestra la ocultación de una estrella porun planeta. En la parte a se muestra cómo el planeta —quetiene mayor velocidad aparente que la estrella— la oculta(la eclipsa). En la parte b se muestra la curva de luz (lavariación de la luz recibida con el tiempo) que se obtendríaal observar la ocultación. Primero se observarían la luz de laestrella y del planeta, después sólo la luz proveniente del

planeta y, mas adelante, la luz del planeta y de la estrella,una vez que la estrella hubiese emergido. Conociendo lavelocidad relativa del planeta y de la estrella y midiendo eltiempo de ocultación, se puede conocer el diámetro delplaneta. Si el planeta tuviera una atmósfera que no fueratotalmente opaca a la luz de la estrella, la curva de la luz severía como se muestra en la parte c de la figura. En la parted se muestra lo que sucedería si la ocultación no fueraprecisamente en la dirección del diámetro del planeta; eneste caso se obtendría un límite inferior para el diámetro(es por esta razón que durante mucho tiempo no se tuvo la

certeza de los diámetros planetarios). En la parte e de lafigura se muestra lo que sucedería cuando se tiene unplaneta con anillos y con eje de rotación que apunta haciael observador, y en la parte f se muestra la curva de luz deeste planeta; las depresiones simétricas a ambos lados dela ocultación por el cuerpo del planeta muestran los lugaresde los anillos.

Cuando la estrella SAO 158 687 fue ocultada por Urano, en1977, se estudió la curva de la luz para tratar de conocer laopacidad de la atmósfera. Se observó una curva de luzsimilar a la que se muestra en la parte f o sea, se descubrióque Urano tiene anillos. Por fotografía directa y ocultacionessubsecuentes se le han encontrado 10 anillos.



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Figura 46. Ocultación de una estrella por un planeta. Ver texto para unaexplicación detallada. (Dibujo de Alberto García).

Se calcula el periodo de rotación de los planetas estudiandola reaparición de alguna estructura brillante en susuperficie. Como Urano tiene atmósfera opaca y vientos,

había sido difícil calcular su periodo de rotación. La naveViajero 2 encontró que Urano tiene un campo magnéticotan intenso como el terrestre, y midiendo su periodo derotación se encontró que era de 17 horas. Otracaracterística interesante del campo magnético de Urano esque no está alineado con los polos de rotación, como en laTierra, en donde el polo sur magnético y el norte geográficoestán en direcciones similares (y por eso es tan útil labrújula que, aunque señala la dirección del campomagnético, nos da dirección geográfica). En Urano el PoloSur magnético está a 55° del Polo Norte geográfico. En la

Tierra la dirección de los polos magnéticos cambia con eltiempo, es decir, el Polo Sur magnético algunas veces esta



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dirigido hacia el Polo Norte geográfico y otras hacia el PoloSur geográfico. Cuando se endurecen sustancias, comociertas arcillas, sus partículas quedan alineadas con elcampo magnético presente en ese momento. Así,estudiando arcillas antiguas se ha comprobado que el

campo magnético terrestre se ha invertido varias veces: laúltima fue hace unos setecientos mil años. Probablementeel campo magnético de Urano está cambiando de direccióny los aparatos de la nave Viajero lo midieron durante latransición.

La nave Viajero encontró que Urano tiene vientos que semueven a 375 kilómetros por hora (un avión comercialviaja a 1 000 km/hora). La atmósfera de Urano tiene 8 500km de espesor y está compuesta principalmente porhidrógeno; además tiene helio y trazas de metano y otros

gases. Debajo de esta atmósfera hay un mar con amoniacodisuelto en el agua y más adentro un núcleo rocoso.

La nave Viajero 2 también estudió los anillos de Urano.Descubrió que tiene 10 en lugar de los 9 que se habíanencontrado por medio de ocultaciones. Utilizando ondas deradio que rebotan sobre los anillos descubrió que estánconstituidos por miles de rocas de aproximadamente unmetro de diámetro que rotan alrededor del planeta más omenos cada ocho horas. Estas rocas podrían ser fragmentos

de algún cuerpo mayor que se rompió; incluso podría habersido parte de un gran satélite de tamaño terrestre quechocó contra Urano, provocando con ello la anormalinclinación de su eje (como vimos, el eje de Urano está casiparalelo a su plano de traslación). Finalmente, durante surecorrido la nave Viajero encontró 10 satélites menores queno habían sido detectados por los telescopios terrestres.

Figura 47. Urano visto desde su satélite Miranda. Se observa el disco liso



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de Urano rodeado de un anillo muy delgado y la superficie rugosa deMiranda.

Figura 48. Los anillos de Urano fotografiados por la nave Vikingo 2. Son

sumamente delgados (NASA).

Los 10 anillos de Urano son delgados, oscuros y biendefinidos. Están compuestos por rocas grandes, que midenvarios metros de diámetro y casi no tienen piedraspequeñas ni polvo. Esto es sorprendente, ya que seesperaría que las rocas que forman los anillos de Uranoestuvieran chocando unas contra otras, produciendo piedrasy polvo como en el caso de Saturno. Lo que se piensa esque el polvo de los anillos de Urano se carga

electrostáticamente por el viento solar y es atrapado por elcampo magnético del planeta, dejando "limpios" a losanillos de desechos pequeños. Aún no existe ninguna teoríapara explicar por qué son tan delgados los anillos de Urano.

El planetólogo Brahic dice que los anillos son como elperfume: "poseen muy poca sustancia pero producenmucha emoción".

Neptuno

Más allá de Júpiter, Saturno y Urano, están Neptuno yPlutón. Se sabe muy poco acerca de estos planetas remotosdebido a su gran distancia y a que todavía no han sidovisitados por sondas, excepto Neptuno, en 1989, del que seha podido observar que tiene dos o tres satélites y nueveanillos.

El descubrimiento de Neptuno fue un triunfo de laastronomía newtoniana. Neptuno era desconocido hasta el

momento en que se encontró que la órbita de Urano diferíaligeramente de una elipse. Esta pequeña diferencia se



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atribuyó a su interacción gravitacional con un planeta aúnno descubierto.

El inglés John C. Adams predijo la posición del planetadesconocido en 1845, pero su profesor de astronomía enCambridge no se molestó en revisar los cálculos del joven.Adams llevó sus cálculos al astrónomo real, pero sumayordomo no le permitió verlo, pues estaba cenando. Sinembargo Adams dejó una copia de sus cálculos. Más tarde,el astrónomo real le pidió a Adams más información, paraprobar sus habilidades, pero éste no contestó a la petición ysus cálculos fueron archivados.

Un año después, en Francia, Urbain Leverrier repitió,independientemente, los cálculos de Adams, y con base en

sus datos, el nuevo planeta fue descubierto en Berlín.

La órbita de Neptuno es tan grande que no le ha dadotiempo de dar una vuelta completa al Sol desde que fuedescubierto, aun cuando se mueve a 19 800 kilómetros porhora. Está tan lejos que es muy difícil de observar. En1968, Neptuno ocultó una estrella casi tan brillante como él(BD-17 4 388). Observaciones hechas desde Australiapermitieron determinar un diámetro de 49 200 km para elplaneta. El cálculo preciso de un diámetro planetario esimportante para conocer su densidad y, por consiguiente,su composición química.

Las observaciones infrarrojas de Neptuno muestran que sutemperatura es de -210° C; 17°C mayor que la queproducirá la escasa radiación solar que recibe. Comoconsecuencia, Neptuno radia tres veces más energía de laque recibe, así que tiene una fuente interna de energíacomo Júpiter y Saturno. Curiosamente Urano no la tiene.

Esto era casi todo lo que sabíamos sobre Neptuno amediados de 1989, pero en agosto tuvo lugar uno de losacontecimientos científicos más espectaculares de ladécada: el encuentro de la sonda espacial Viajero 2 coneste misterioso planeta y con su aún más misteriososatélite Tritón. En efecto, el 24 de agosto de 1989, despuésde un viaje de 12 años de duración y de más de 4 000millones de km de recorrido, el Viajero 2 culminóexitosamente su misión de explorar los planetas exterioresdel Sistema Solar (excepto Plutón) pasando a sólo 500 kmde la superficie de Neptuno ante la espectante mirada del

mundo entero y, en particular, de los especialistas enastronomía planetaria.



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Neptuno fotografiado por el Viajero 2

Para que una misión de esta envergadura haya llegado afeliz término, hubo que resolver una gran cantidad deproblemas científicos y tecnológicos. Por ejemplo, lasseñales provenientes del Viajero 2 tardaban más de 4 horasen llegar a la Tierra, por lo que la sonda tuvo que llevar unsistema propio de pilotaje que la guiaba, apuntando a unaestrella. Además, Neptuno está tan lejos del Sol que se ve30 veces menos brillante que Júpiter, por lo que fuesumamente difícil fotografiarlo. Todas las imágenes quellegaron estuvieron "movidas" y hubo que utilizar técnicascomplejas basadas en el procesamiento de imágenes, vía

computadora, para "enderezarlas".

Como hemos dicho, el Viajero 2 sobrevoló Neptuno a sólo500 km de su superficie, acercamiento mucho mayor que elque tuvo con los demás planetas que visitó (Júpiter,Saturno y Urano). Obviamente, esto trajo consigo unincremento espectacular de nuestros conocimientos sobreeste planeta. A continuación presentamos los hechos másimportantes que hoy sabemos acerca de él.

Neptuno es un planeta gigante, gaseoso, como Júpiter ySaturno. En el centro tiene una parte sólida más o menosdel mismo tamaño que nuestra Tierra. Su color azul se debea la presencia de metano, un gas combustible, en suatmósfera extendida. El Viajero 2 pudo fotografiar suhelada y gruesa capa atmosférica en la que se descubrió unciclón bautizado como "la gran mancha azul" por susimilitud con la "gran mancha roja" de Júpiter. En laatmósfera existen bandas horizontales, claras y oscuras,que se deben a los movimientos de las nubes que bajan a lasuperficie y que suben de ella, rotando al mismo tiempo conel planeta. Esta turbulencia es producida por una fuente de



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calor interna, como la de Júpiter y Saturno (curiosamente,Urano no la tiene).

Un descubrimiento muy interesante fue que el planeta tienecinco anillos (tres de los cuales ya habían sido detectadosparcialmente desde la Tierra) que están formados por polvode hielo y rocas opacas, lo cual los hace muy tenues y, porende, muy difíciles de detectar. También se descubrieronseis nuevas lunas —se conocían sólo Nereida y Tritón— todas las cuales resultaron ser muy pequeñas y estarcubiertas de hielo (sus temperaturas superficiales son de -200°C).

Trayectoria del Viajero 2.

El misterioso Tritón resultó ser un satélite "de colores":tiene mares de nitrógeno líquido. Unos son color de rosa yotros, de metano, del mismo color "azul agua" quecaracteriza a Neptuno. En su superficie se descubrieronconos volcánicos apagados que se deben sumergir en ella—cuando pasan de una cierta altura crítica— ya que elsuelo de Tritón es de hielo, y la resistencia mecánica deéste es mucho menor que la de la roca. Pero lo másimpresionante ocurrió al estudiar fotografíasestereoscópicas de la superficie, pues de pronto apareció,

ante los asombrados ojos de los investigadores, ¡un volcánactivo! (al que aún no se le ha puesto nombre). Este volcánarroja lo que parecen ser nubes de nitrógeno con cristalesde carbono provenientes de las entrañas de esta gran luna(es mayor en tamaño que Mercurio, aun cuando su masa esmenor). La erupción llega a una altura de 8 kilómetros. Lasnubes de nitrógeno son arrastradas por el viento, rico enmetano, hasta una distancia de ciento cincuenta kilómetros.Tritón también presenta rasgaduras superficiales producidasprobablemente por glaciares.



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Después de haber visitado Neptuno, la sonda Viajero 2 sealejó del planeta en dirección perpendicular al plano delSistema Solar. Se piensa que seguirá mandando señalesdurante unos 13 años más, básicamente referentes a lacomposición química y condiciones del viento solar y del

medio interplanetario. Después... se perderá en el espaciointerestelar.

PORQUE no conocemos

los gestos de tu

historia ni tu desierta

materia que colinda con el principio y

el fin de los

planetas,

espectral territoriode la nada:

a ti, a tus ocultas

sombras, a tus solitarios eclipses

para nadie, al no inventado

nombre de tus mares; a ti, luna no cantada,

supuesta luna que desde la

imposible lejanía ya proyecta su luz

sobre la Tierra.

"Luna de Plutón",

BLANCA LUZ PULIDO

Plutón

Plutón es el único planeta que no ha sido visitado poralguna sonda. Tiene una órbita muy elongada, como seaprecia en el cuadro 1. Está, en promedio, 70 % más lejosdel Sol que Neptuno, pero a veces se mueve dentro de laórbita de Neptuno. De hecho, eso está ocurriendoactualmente, y ahora Plutón es el octavo planeta a partirdel Sol: entró en la órbita de Neptuno en 1978 y emergeráde ella en 1998.

Dado que Plutón tiene una masa y un tamaño muy

pequeños comparados con el resto de los planetasexteriores, y que su órbita intersecta a la de Neptuno,



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alguna vez se pensó que había sido satélite de éste y quese había escapado al chocar con otro satélite gigante(Tritón) de Neptuno. Sin embargo, recientemente sedescubrió la enorme luna de Plutón, Caronte, y así la teoríade que Plutón fue alguna vez una luna resulta difícil de

sostener. El periodo orbital de Caronte es de 6.39 días,precisamente igual al periodo de rotación de Plutón, y suórbita está inclinada 650 respecto a la órbita de Plutón.Aparentemente el periodo de traslación y de rotación deCaronte coinciden porque, a causa de las enormes fuerzasde manera que ejerce Plutón sobre él, se ha ido frenando.La Tierra también ha frenado a la Luna por fuerzas demanera y por eso siempre nos da la misma cara.

Figura 49. Fotografía en la que se descubrió el satélite de Plutón, Caronte.

LUNAS

Los planetas del Sistema Solar poseen gran cantidad delunas (o satélites). Las hay de muchos tamaños encomparación con el planeta madre. Tritón, el mayor satélitede Neptuno (y, probablemente, del Sistema Solar), es tan

grande que su diámetro es mayor que el de Marte. Eldiámetro de Caronte, en cambio, es sólo 1/3 del de Plutón,su planeta madre, y algunas lunas de Júpiter y Saturno sólotienen algunos kilómetros de diámetro.

Los satélites presentan un a gran heterogeneidad en lo quese refiere a su composición química. Algunos son más bienrocosos, como las lunas de Marte, y otros están compuestosde hielos como Encélado, una luna de Saturno.



106Nombre delsatélite ydel planeta

Semiejemayorórbita(milesde km)

Periodosideral(días)

Excentricidadde la órbita

Inclinaciónorbital(%)*

Radio (km) Masarespecto al

planeta

Descubridor(y año) Magnitud

De la Tierra Luna 384 500 27.322 0.055 18 - 29 V 1 738 0.0123 - 12.27 De Marte

Fobos 9 380 0.318 0.018 1.0 14 x 10 1.5 x 10-6 Hall (1877) 11.6 Dedimos 23 500 1.262 0.002 1.3 8 x 6 3 x 10-7 Hall (1877) 12.7 De Júpiter

16 Metis 127 000 0.295 0.000 0 20 ------- Synnott(1979) 17

14Adrastea 128 000 0.297 0.000 0 20 ------- Jewitt et al.

(1979) 17

5 Amaltea 181 000 0.489 0.003 0.4 135x82x76 18 x 10-10 Barnard(1892) 4.1

15 Tebe 221 000 0.670 0.000 0 40 ------- Synnott

(1979)

16

1 Io 422 000 1.769 0.000V 0 1 816 4.70x10-6 Galileo(1610) 5

2 Europa 671 000 3.551 0.000V 0 1 563 2.56x10-6 Galileo(1610) 5.3

3Ganimedes

1 070000 7.155 0.001V 0.2 2 638 7.84x10-6 Galileo

(1610) 4.6

4 Calisto 1 880000 16.69 0.01 0.2 2 410 5.6x10-6 Galileo

(1610) 5.6

13 Leda 11 110000 240 0.146V 26.7 ~5 5x10-10 Kowal

(1974) 20

6 Himalia 11 500000 251 0.158V 27.6 90 8.5x10-10 Perrine(1904) 14.7

10 Lisitea 11 710000 260 0.13V 29.0 ~10 0.01x10-10 Nicholson

(1938) 18.6

7 Elara 11 740000 260.1 0.207V 24.8 40 0.35x10-10 Perrine

(1905) 16

12Anamkae

20 700000 617 R 0.169V 147 ~10 0.007x10-10 Nicholson

(1951) 18.8

11 Carmé 22 350000 692 R 0.21V 164 ~15 0.02x10-10 Nicholson

(1938) 18.1

8 Pasifae 23 300

000 735 R 0.38V 145 ~20 0.077x10-10 Mellote

(1908) 18.8

9 Sinope 23 700000 758 R 0.28V 153 ~15 0.015x10-10 Nicholson

(1914) 18.3

De Saturno 18 Pan 133.583 0.5750 0.00 0.00 9.655

17 Atlas 137.64 0.6019 0.00 0.00 20 Terrile(1980) 18.0

16Prometeo 139.35 0.6130 0.003 0.00 72.5 4.7x10-10 Collins

(1980) 15.8

15 Pandora 141.70 0.6285 0.004 0.00 57 3.9x10-10 Collins(1980) 16.5

10Epimeteo 151.42 0.6942 0.009 0.34 72 9.8x10-10 Dollfus

(1966) 15.7

11 Jano 151.472 0.6945 0.007 0.14 98 3.5x10-9 Dollfus(1966) 14.5

1 Mimas 185.52 0.942422 0.0202 1.53 196 6.7x10-8 Herchel(1789) 12.9

2 Encélado 238.02 1.370218 0.0045 0.002 250 1.5x10-7 Herchel11.7



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En la figura 50 hemos graficado algunos de los satélites delSistema Solar con sus tamaños relativos. También se handibujado a escala los diámetros de los planetas comocomparación. Las distancias a los planetas no están aescala. No se han incluido los nombres de todos los

satélites para no sobrecargar la figura. Se han graficado enorden de distancia al planeta.

Mercurio y Venus no tienen lunas. Fobos y Deimos son dossatélites irregulares de Marte que están cubiertos decráteres.

Júpiter y Saturno tienen muchas lunas. Los satélitesmayores de Júpiter son los galileanos lo, Europa,Ganimedes y Calisto. Los tres últimos son ricos en

compuestos de hielos; los demás son más rocosos, muchomás pequeños, y algunos de los exteriores son asteroidesatrapados por Júpiter.

Figura 50 Tamaños relativos de algunos satélites. Se han delineado losdiscos de algunos planetas como comparación. (Dibujo de Alberto García).

En el cuadro 5 hemos resumido las características másimportantes de los satélites del Sistema Solar de los cualestenemos algunos datos.

A continuación describiremos con mayor detalle los satélitesmás sobresalientes.

CUADRO 5 Principales satélites

* La inclinación de la órbita se mide respecto al planoecuatorial del planeta. La letra "R" indica que el



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movimientoes retrógrado, esto es, que es en sentidoopuesto a la rotación del planeta. La letra "V" indice lacantidad a la que se refiere esa variable. La inclinación de laórbita se mide respecto al plano ecuatorial del planeta.

La Luna

La Luna es el cuerpo celeste más cercano a la Tierra. Está a380 000 km de ella, tan cerca que se le ve forma esférica ydomina al cielo nocturno.

El diámetro de la Luna mide 3 476 km, una cuarta parte deldiámetro de la Tierra. Ningún otro planeta tiene un satélitetan grande en comparación con su tamaño. Debido a la

gran abundancia de cráteres que presenta se ha especuladoque su corteza debe ser vieja. En la Tierra, por ejemplo,debido a la tectónica de placas, la corteza se renuevaconstantemente y la superficie es más joven; la tectónicade placas, junto con la erosión, ha borrado la mayor partede las trazas dejadas por los impactos de meteoritos.Muchos otros satélites presentan aspectos parecidos al de laLuna: Ganimedes y Calisto de Júpiter; Dione, Mimas y Tetisde Saturno.

La Luna presenta zonas oscuras, bautizadas "mares" por

Galileo, que se pueden ver a simple vista o con binoculares.

En realidad la Luna no tiene agua. Tampoco tieneatmósfera. Como la atracción gravitacional de la Luna es1/6 de la que ejerce la Tierra, si hubiera tenido atmósfera oagua éstas se habrían evaporado hace mucho tiempo.

Además de cráteres y mares, la Luna presenta montañas ycañones. Los cráteres pueden medir hasta 295 km de anchopor 3 km de alto. Hay tantos que incluso se observanalgunos cráteres dentro de otros, y muchos de ellos estánsumamente desgastados.

Cuando la Luna está llena es tan brillante que se puede leercon la luz que refleja. Sin embargo, las mejores fotografíasde la Luna se han tomado cuando hay 'media Luna";entonces, las sombras que producen las montañas y loscráteres son más alargadas y se observan mejor lasestructuras superficiales. Se toman fotografías de las dosmitades de la Luna por separado y después se pegan.



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El periodo de rotación de la Luna es igual a su periodo detraslación alrededor de la Tierra: 29.5 días. Así que, enpromedio, la mitad de la Luna está en la oscuridad durante15 días y en claridad durante otros 15. La temperaturasuperficial de la Luna varía entre 120°C y -110°C,

dependiendo de la cantidad de radiación solar a la que hasido expuesta.

La Luna siempre da la misma cara a la Tierra debido a queésta la ha ido frenando por fuerzas de marea. El centro degravedad de la Luna no está en su centro geométrico, sinoque se está desplazando hacia la Tierra. La Luna tambiénestá frenando a la Tierra a causa de las mareas: cada siglolos días se vuelven 0.001 segundos más largos.

Las grandes depresiones más obscuras de la Luna (losmares) se formaron en su historia temprana, cerca del finaldel gran bombardeo meteorítico. Como el interior de laLuna todavía estaba fundido, salió lava por las fisuras,produciendo estas regiones extendidas planas que vemosahora. Sabemos que esto ocurrió después del periodo degran bombardeo porque la densidad de cráteres es menoren los mares.

La edad de la superficie de la Luna. Como vimos en lasección de la Tierra, la corteza terrestre se renuevaconstantemente debido a la tectónica de placas; porconsiguiente, las edades de las rocas de la Tierra son, engeneral, jóvenes. Uno de los problemas astronómicos aúnno resueltos es la edad precisa de la formación del SistemaSolar y de cada uno de sus componentes individuales. Seríaoportuno conocer si el Sol y los planetas se formaronsimultáneamente, si el Sistema Tierra-Luna fue un soloobjeto que se partió o si se formaron independientemente.

Los meteoritos también son fuentes indicadoras de la edad

del Sistema Solar. En la Tierra se han obtenido muestras dehasta 3 500 millones de años. Cuando se produce unimpacto de meteorito, se funden las rocas cercanas alimpacto, y estudiando estas rocas alteradas, llamadasbrecchias, se puede estimar la fecha aproximada delimpacto. Una roca que se funde y más tarde se solidifica,atrapa gas en su interior, por lo tanto, una forma de medirsu edad es contabilizar la cantidad de gas radioactivoresidual que contiene. Uno de los objetivos prioritarios delos viajes a la Luna fue obtener la edad de su superficie. Enel cuadro 6 se presentan las edades de algunas muestras

lunares.



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La exploración de la Luna. En 1969, más de quinientosmillones de personas observaron en sus pantallas detelevisión la aventura del hombre en la Luna. Durante tresaños, 12 astronautas visitaron nuestro satélite gracias alapoyo técnico de miles de científicos e ingenieros.

CUADRO 6. Edades de los mares de la Luna en miles de millones deaños

Maar Brecchiasasociadas Basaltos

Serenitatis(Serenidad)

4.3 3.8

Nectaris (Néctar odulzura) 4.3 __Fecunditatis(Fecundidad)

4.2 3.5

Tranquilitatis(Tranquilidad)

4.2 3.7

Humorum(Humedades)

4.2 __

Crisium (Crisis) 4.1 __Imbrium (Lluvias) 3.9 3.3

Orientale (Oriental) 3.8 __

La historia de la exploración lunar desde el espaciocomenzó en 1959. La Unión Soviética envió tres ondas Luna3 que pasaron detrás de la Luna, por su lado oculto, yenviaron las primeras fotografías. Fue sorprendenteconstatar que el lado oculto de la Luna casi no tiene mares;probablemente se debe a que está más expuesto albombardeo meteorítico.

En 1961 la NASA comenzó su proyecto de exploración lunar.Envió sondas Ranger de estudio a la Luna y,simultáneamente, puso en práctica el envío de unastronauta (en las naves Mercurio) y de dos de ellos (en lasnaves Gemini).

En 1966, una nave soviética (Luna) y una norteamericana(Surveyor) lograron posarse suavemente sobre la superficielunar, comprobando que era de materia sólida; las sondas

sólo se sumieron unos cuantos centímetros. Además, seobtuvieron las primeras fotografías.



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En la Navidad de 1968 la sonda Apolo 8 circundó a la Lunay regresó a la Tierra por primera vez.

El año siguiente, la nave Apolo 11 llevó a los primeroshombres a la Luna. Les tomó tres días llegar en el módulode comando, y mientras éste orbitaba la Luna, de él seseparó el módulo lunar con Neil Armstrong y Buzz Aldrin abordo, dejando a Michael Collins en órbita. El 20 de julio de1969 Armstrong pronunció las siguientes palabras al pisarla Luna:

"Esto es un paso pequeño para un hombre y un gran saltopara la Humanidad."

Siguieron los Apolo 12 y 14, de adaptación para el hombrea las condiciones lunares, y los 15, 16 y 17, de granenvergadura científica (la nave Apolo 13 sufrió undesperfecto y tuvo que regresar).

Los astronautas estaban protegidos en contra de lascondiciones letales de la Luna (ausencia de aire, calorintenso) por trajes espaciales y equipo que pesaba 300 kgen la Tierra (50 en la Luna). Los trajes necesitaban estar apresión y permitirles realizar movimientos y comunicarse.

Los astronautas permanecieron en la Luna varios días.Algunos de ellos viajaron en transportes motorizados paraexplorar regiones interesantes. Colocaron varios aparatospara medir el viento solar y un sismógrafo para explorar lascondiciones interiores de la Luna. Trajeron cientos demuestras rocosas para tratar de entender la evolucióngeológica de la Luna.

A veinte años de los viajes Apolo, se siguen analizando lasmuestras lunares que provienen de nueve sitios distintos.Las misiones Apolo trajeron 2 000 muestras que pesaron entotal 382 kg. Las ondas soviéticas Luna 16, 20 y 24 trajeron310, incluyendo una muestra de 160 mm de longitudobtenida taladrando la corteza lunar.

Los instrumentos que fueron dejados en la Lunafuncionaron durante ocho años. Detectaron sismos,impactos de meteoritos y midieron la energía radiada por elinterior de la Luna. Se sacaron miles de fotografías delsatélite, algunas en rayos X, que han permitido conocer en

detalle la composición química superficial.



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Se suspendieron las misiones Apolo 18, 19 y 20. El únicocientífico que ha ido a la Luna es Harrison Schmidt, a bordodel Apolo 17. En 1977 se dejaron de monitorear las señalesprovenientes de la Luna, debido a los enormes recortes depresupuesto sufridos por la NASA.

Fobos y Deimos

Fobos y Deimos son los dos satélites conocidos de Marte.Sus nombres vienen del griego y significan miedo y pánico; justos acompañantes de Marte, el dios de la guerra. Estossatélites son básicamente trozos de piedra.

Figura 51. Fobos y Deimos, los dos satélites irregulares de Marte (NASA).

Fobos y Deimos son muy pequeños. Se muevenrelativamente rápido debido a su cercanía al planeta (si nofuera así caerían sobre Marte). Están a 6 000 y 20 000 kmsobre la superficie del planeta, respectivamente. Fobos leda una vuelta a Marte en 7 horas 40 minutos; como el díaen Marte es de 24 horas 37 minutos, Fobos tarda menos deun día marciano en dar una vuelta al planeta. Deimos tarda

un poco más: 30 horas. Un observador marciano vería queFobos se "mueve al revés", comparado con Deimos, losdemás planetas, el Sol y las estrellas; es decir, se muevede oeste a este.

Fobos y Deimos siempre le dan la misma cara a Marte; superiodo de rotación es igual a su periodo de traslación. Noson esféricos y están cubiertos por fracturas y cráteresdebidos a impactos de meteoritos. Fobos tiene un cráter de8 km de diámetro, inmenso si se compara con las

dimensiones máxima y mínima del satélite (27 y 19 km). La



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dimensión máxima de Deimos es de 15 km y la mínima de11 km.

Las densidades de estos satélites son iguales: 2 gr/cm3,que es la misma que tienen los asteroides rocosos. Por ellose piensa que podrían ser antiguos asteroides atrapados porMarte.

Ío

Probablemente la Luna más espectacular del Sistema Solares Ío. Este satélite de Júpiter es el único cuerpo en el quese han observado volcanes en erupción, aparte de la Tierra.Desde un punto de vista geológico, la superficie de Ío es la

más activa de todo el Sistema Solar. Se encontró que en unsolo hemisferio tenía ocho volcanes haciendo erupciónsimultáneamente, con velocidades de salida de lascolumnas eruptivas de .3 a .7 km/seg (muy semejantes alas terrestres, que son de 0.5-0.6 km/seg), por lo cualalcanzan alturas de hasta 280 km. El principal componentevolátil de las columnas eruptivas de los volcanes de Íoparece estar constituido por una concentración muy grandede azufre y bióxido de azufre, mientras que en las columnasterrestres este componente es básicamente el agua.

Figura 52. Ío, satélite de Júpiter, presenta vulcanismo activo. Aquí seobserva la pluma volcánica que se eleva a grandes distancias sobre susuperficie (NASA).



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Figura 53. Composición fotográfica que muestra a Júpiter con sus lunasgalileanas: Ío, Europa, Ganimedes y Calisto (NASA).

Se piensa que la principal fuente de calor causante delvulcanismo en Ío es la deformación periódica a la que estásujeto, debido a la atracción gravitacional de Júpiter y a lasdemás lunas, que crean grandes tensiones en su interiorpor fuerzas de marea.

Europa

Europa es otro ejemplar extraordinario. Estácompletamente cubierto de hielo y no presenta ni montañasni valles. Es como una inmensa pista de patinar. Seobservan en su superficie marcas filamentosas que son,probablemente, grietas que se formaron por impactos demeteoritos, que fundieron la superficie; estos líquidos asíproducidos se resolidificaron más tarde, rellenando loshuecos y grietas producidos por los impactos. Algunosinvestigadores piensan que debajo de la corteza sólida deEuropa existe agua líquida, así como en la Tierra hay unmar debajo del hielo del Polo Norte. Y van más lejos

todavía: argumentan que si en el pasado la temperatura deEuropa fue más elevada, bien se pudo haber generado vida.Se ha observado que en la Tierra la vida aparece incluso encondiciones muy adversas: hay peces que viven en lasprofundidades del mar a temperaturas muy bajas,presiones muy altas, y donde hay muy poca luz. Estosinvestigadores argumentan que de la misma manera podríahaber vida en estos mares bajo los hielos de Europa.

Titán



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Titán es la segunda luna más grande del Sistema Solar. Escasi del mismo tamaño que Mercurio y pertenece alminisistema de Saturno.

En Titán siempre está nublado, con nubes de color naranja,Titán tiene montes nevados, lagos y lluvia. Pero así comoen la Tierra estos lagos son de agua, en Titán estáncompuestos de metano. En otras palabras, en Titán lluevegas natural.

Miranda

Miranda es un satélite de Urano. Antes de que lofotografiara la nave Viajero en 1986, se pensaba que sería

un mundo de hielo, cubierto de cráteres como algunas delas lunas de Júpiter o de Saturno. El mismo hecho defotografiarlo planteó problemas difíciles, pues la sonda pasóa una velocidad de 60 kilómetros por segundo por suvecindad. Como a Miranda le llega muy poca luz del Sol,por estar tan lejos, las fotografías se veían distorsionadas.Una vez que se resolvieron los detalles técnicos, se observóque este satélite tiene algunas peculiaridades únicas. Poseevastas regiones de forma rectangular, que no se parecen aninguna estructura geológica (montaña, valle, mar, volcán,cráter, etc.) de ningún otro planeta ni luna. Además detener esta forma rectangular, dichas regiones estánlevantadas sobre la superficie.

Figura 54. Composición fotográfica que muestra a Saturno con algunos desus satélites: Dione, Mimas, Tetis, Encélado, Rea y Titán (NASA).



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Figura 55. Miranda, mundo maravilloso que, según algunos astrónomos, separtió y se volvió a unir (NASA).

La explicación que han dado los especialistas es queMiranda chocó violentamente con un meteorito gigantesco.Después del choque los fragmentos se volvieron a juntar,pero no se fundieron lo suficiente para formar una luna tanesférica como muchas otras.

ANILLOS

Conocemos cuatro planetas con anillos, que son los másgrandes del Sistema Solar: Júpiter, Saturno, Urano yNeptuno.

Galileo fue el primer científico en mencionar un aspectoextraño en Saturno, aspecto que, según sabemos ahora, sedebe a la presencia de anillos: "Al contemplar a Saturnonoté que, curiosamente, parece cambiar de forma; a vecesse ve más redondo, y en otras ocasiones se observaachatado". Observadores posteriores, con mejorestelescopios, les dieron el nombre de anillos a las estructuras

delgadísimas que rodean a Saturno.

En 1857 Maxwell concluyó que los anillos no podían estarformados por un disco sólido de materia, sino que debíanestar constituidos por gran cantidad de partículas discretas.Pero el conocimiento actual que sobre ellos tenemos sedebe principalmente a las sondas espaciales.



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Figura 56. El anillo de Júpiter visto desde el lado noche del planeta. Seobserva con claridad que es sumamente delgado (NASA).

Cada sistema de anillos tiene sus características peculiares.Así, el anillo de Júpiter, por ejemplo, está concentrado enun plano de 30 km de espesor. El resto forma un halo de 5000 km por encima y por debajo de este plano. Estáformado principalmente por partículas de polvo de 0.001mm de diámetro.

Probablemente el anillo de Júpiter está formado por materiavolcánica que se originó en su satélite Ío. El anillo de

Júpiter se dispersa constantemente en el espacio formandoel halo: sin embargo, los volcanes de Ío, quecontinuamente hacen erupción, arrojan nuevas partículas alespacio y vuelven a poblar la parte densa del anillo. La lunaEncélado, de Saturno, también parece presentar unvulcanismo activo y puede estar poblando de partículas aalgunos de sus anillos.

Los anillos de Saturno están formados tanto por fragmentosrocosos de hielos de varios metros de diámetro como porpequeñísimas partículas de polvo. Sus dimensiones son:

800 m de espesor y 5 000 km de ancho. Es decir que si unasonda espacial los atravesara a una velocidad de 11 km/segno tendra tiempo de fotografiarlos. Cuando vemos aSaturno desde la Tierra, con el ecuador alineado a nuestralínea de visión, los anillos desaparecen por completo. Encambio, cuando lo observamos de canto con un buentelescopio, se distinguen tres anillos y unas zonas oscurasllamadas divisiones de Cassini y de Encke. Sin embargo, lasnaves Vikingo 1 y 2, que los estudiaron de cerca,observaron que son cientos de anillos compuestos departículas de distintos tamaños y composición química.

Dentro de la zona de los anillos existen zonas sin partículas(anillos vacíos) y algunas lunas pequeñas.



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Como veremos más adelante, en la sección de cosmogonía,Saturno parece un sistema solar primitivo. Aparentemente,hace 10 millones de años las partículas que forman losanillos de este planeta estaban distribuidas en un halo a sualrededor. Como resultado de su movimiento de rotación y

de colisiones sucesivas la mayor parte se fue acomodandoen el plano ecuatorial de Saturno, aunque muchas de ellasse escaparon al espacio interplanetario. En las zonasalejadas del planeta las partículas se aglutinaron paraformar lunas, pero en las regiones cercanas las enormesfuerzas de marea impidieron la cohesión de las partículas yno se pudieron formar satélites de gran tamaño.

Figura 57. Las estrías oscuras que se ven en los anillos de Saturno parecenconsistir en partículas suspendidas sobre el plano de los anillos por su

carga eléctrica (NASA).

La composición química de los anillos de Saturno esbásicamente de hielos: hielo de agua, hielo seco y hielo deamoniaco. Unos son de rocas de color oscuro y otros sonmateria volcánica polvosa. Algunos de los "anillos vacíos"están poblados por pequeñas lunas que capturan a laspartículas que encuentran en su camino. Otros sufrenefecto de resonancia entre la velocidad de las partículas ylos grandes satélites.

El anillo F de Saturno es muy delgado y en algunos lugaresparece estar trenzado. Se cree que dos pequeñas lunas loestán "pastoreando", esto es, evitando que se desintegre.La razón por la cual se piensa esto es que las lunas semueven a ambos lados del anillo, muy cerca una de la otra,y al moverse atraen a las partículas del anillo haciendo quese tuerza.



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El campo magnético de Saturno también actúa sobre losanillos produciendo unas estrías de color oscuro sobre ellos,que se desplazan con el mismo periodo de rotación delplaneta, y no con velocidades que disminuyen al alejarsedel planeta como los demás componentes anulares. El polvo

que forma a estas estrías está cargado electrostáticamentey por eso sigue la misma velocidad de rotación que elcampo magnético de Saturno.

LOS COMETAS

Morfología

Los cometas pasan la mayor parte de su vida lejos del Sol,

son sólidos, fríos, oscuros y muy pequeños; son tandiminutos que no se pueden observar ni siquiera a travésde los telescopios más poderosos. Estos cuerpos seencuentran en promedio a 100 000 unidades astronómicasdel Sol (una unidad astronómica equivale a la distanciaentre la Tierra y el Sol, es decir, 150 millones dekilómetros). Estos cuerpos, llamados "núcleos" de cometa,son bloques de sustancias congeladas cuyas dimensionesfluctúan entre cientos de metros hasta varios kilómetros.Esas sustancias, entre ellas agua, bióxido de carbono (hieloseco), amoniaco y metano (gas natural), están mezcladascon polvo interplanetario y con ciertos compuestos dehierro y magnesio, por lo que es común decir que "el núcleode un cometa es un pedazo de hielo sucio".

Al hallarse a unas tres unidades astronómicas (U.A.) dedistancia del Sol, las masas de hielo comienzan aevaporarse debido a la radiación solar, y alrededor delnúcleo se forma una capa gaseosa llamada "coma". El vaporpuede salir a través de fisuras de la corteza del núcleo, enforma de chorros; más tarde el gas se dispersa y se formala coma. Esta capa es muy tenue (las estrellas pueden

verse a través de ella), pero sus dimensiones a menudo sonenormes, mayores, que las del Sol.

A medida que se acercan más al Sol (a menos de dosunidades astronómicas de distancia), los cometascomienzan a desarrollar su cola. De hecho, la palabra"cometa" proviene del griego kometes, que significa "decabellos largos". La interacción de la coma del cometa conel viento solar y la radiación del Sol es la causa de laformación de la cola. Por una parte, la intensa radiación

solar ultravioleta "ioniza" los gases que forman la coma(esto es, provoca que adquieran carga eléctrica),



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haciéndolos brillar: por otra, el viento solar los arrastra,alejándolos del núcleo, hasta originar así la cola del cometa.Por esta razón, las caras de los cometas apuntan siempreen dirección opuesta al astro solar.

Figura 58. La cola de los cometas se debe a la interacción del viento solarcon los gases producidos por la evaporación del núcleo.

Algunos cometas desarrollan una cola de polvo, además dela cola ionizada. Este polvo también se desprende delnúcleo por efecto de la incandescencia solar. Como la masade las partículas de polvo es mayor que la de los iones, el

viento solar las desvía menos de su recorrido, de maneraque la cola de polvo se aparta un poco menos de latrayectoria del cometa. Es factible observar esta cola debidoa que refleja la luz del Sol y, por ello, su color (rosado) esdiferente al de la cola de iones (blanco azulado).

Las colas de los cometas alcanzan dimensiones increíbles,hasta de dos unidades astronómicas. Por esta razón se diceque los cometas son los cuerpos más extendidos delSistema Solar.

Órbitas

La mayor parte de los cometas se desplaza en órbitaselípticas alrededor del Sol, es decir, forman parte delSistema Solar. Estas órbitas están orientadas en todasdirecciones respecto de la eclíptica y hay igual número decometas prógrados y retrógrados.

Hasta la fecha se han identificado alrededor de 700cometas. La mayor parte de ellos tarda más de 500 años en



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darle una vuelta al Sol. El cometa con menor periododetectado es el Encke (3.3 años).

Al aproximarse al Sol, un cometa puede pasarrelativamente cerca de un planeta (en especial de Júpiter oSaturno, que son los mayores) y ser atraídos por éste. Si lainteracción es muy intensa, la órbita del cometa se modificade modo considerable.

La velocidad de un cometa varía a lo largo de su órbita, yllega a alcanzar unos 30 km por segundo en la proximidaddel Sol.

Otros datos

Nombres de los cometas. Suelen aparecer unos 15 cometasal año, pero rara vez pueden observarse a simple vista. Deellos, un tercio son nuevos descubrimientos, y los restantesson reapariciones de cometas conocidos. Al aparecer uncometa, se le asigna como nombre provisional el año deldescubrimiento, seguido por una letra que indica el ordenen que fue identificado. Así, por ejemplo, el primer cometadescubierto en 1974 se llamó 1974a, el segundo 1974b,etc. Algunos cometas llevan, más tarde, el nombre delastrónomo que los estudió.

Fracturas. Como los núcleos de los cometas se hallansometidos a ciclos de calentamiento y enfriamientoposterior muy intensos, pueden sufrir fracturas ocasionales.Por ejemplo, cuando el cometa West se aproximó al Sol en1976, su núcleo se dividió en cinco fragmentos diferentes.

Cuanto mayor número de veces pase un cometa cerca delSol, tanto más se desgastará e irá dejando pequeñosfragmentos a lo largo de su trayectoria. Cuando la Tierraatraviesa la trayectoria de algún cometa viejo, esosfragmentos caen en la atmósfera, fenómeno que se conocecomo estrella fugaz. Cuando penetran muchos fragmentosen poco tiempo, se produce una lluvia de estrellas. En mayoy octubre pueden observarse lluvias de estrellas llamadasAcuáridas y Oriónidas, producidas por desechos del cometaHalley.



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Figura 59. Las lluvias de estrellas se producen cuando pequeñosfragmentos de cometa entran en la atmósfera y se incendian por fricción.

Colisiones. A veces los cometas chocan contra algún otrocuerpo del Sistema Solar. Por ejemplo, se piensa que en1908 un cometa chocó contra la Tierra en un lugar llamadoTunguska, en la Unión Soviética, localizado en Siberia, enuna región pantanosa y helada. Al caer, el cometa derribótodos los árboles distribuidos en un área de 3 000 km2. Noquedaron residuos, ya que al estar compuesto en esenciade hielo, se evaporó totalmente. Algunos autores piensanque la extinción masiva de los dinosaurios y otras especiesse debió a numerosas colisiones de cometas con la Tierra,

que levantaron una capa de polvo haciendo disminuir así latemperatura superficial de la Tierra, lo que provocó lamuerte de plantas y animales.

La teoría más aceptada sobre el origen de los cometasseñala que son restos de la formación del conjunto delSistema Solar. Se considera que el Sol y los planetas seformaron por contracción gravitacional de una nube de gasy polvo y que casi toda la materia fue absorbida por ellos.La materia restante, distribuida muy lejos del Sol, laconstituyen los cometas, el polvo y el gas interestelar.

Las primeras fotografías del núcleo de un cometa

A principios de 1987 cuatro sondas espaciales se acercaronal núcleo del cometa Halley, enviadas por Japón, la URSS ylos países socios de la Agencia Espacial Europea.

Entre los objetos comunes de las misiones puedenmencionarse los siguientes: determinar la naturaleza delnúcleo y la cantidad de materia que lo compone; calcular sucontenido de polvo y el tamaño de las partículas y estudiar



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ciertos procesos físicos como la interacción de la coma conel viento solar.

La nave que envió la Agencia Espacial Europea se llamóGiotto, en honor del célebre pintor que inmortalizó laaparición del Halley en 1301 en un fresco titulado Laadoración de los Reyes Magos. Esta nave pudo tomar laprimera fotografía del núcleo del cometa.

En estas fotografías se observa que el núcleo del cometatiene forma de cacahuate, es de 15 km de largo y posee uncolor oscuro, debido a su corteza de tierra. Se observó quesalía gas y polvo a gran velocidad por las fisuras. El núcleodel cometa Halley liberaba 60 toneladas de vapor de aguacada segundo durante su perihelio. Los chorros de gas

apuntaban hacia el Sol, ya que la zona más caliente delcometa apunta hacia él.

Figura 60. El núcleo del cometa Halley fue fotografiado por vez primerapor la nave Giotto. Tiene forma de papa, es muy oscuro y del lado díaemanan chorros de material gasificado (Agencia Espacial Europea).

Las futuras misiones a los cometas son las llamadas

Magallanes y Roseta a cargo de la NASA y la AgenciaEspacial Europea.

LOS PLANETAS MENORES

Los planetas menores o asteroides son inmensas rocas quese encuentran en órbitas elípticas rotando alrededor del Sol,principalmente entre las órbitas de Marte y Júpiter, aunqueexisten asteroides cuyas órbitas intersectan a las de laTierra y Saturno. Se estima que su número aproximado esde 100 000, aunque sólo se han estudiado con detalle unos2 000. Sus dimensiones son en promedio de 100 a 200 km.



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El diámetro del mayor, Ceres, es de 1 000 km. Esteasteroide tiene el 30% de la masa de todos los demásasteroides conocidos juntos. Le siguen en tamaño Vesta yPalas, que tienen unos 500 km de diámetro.

La composición química de los asteroides es muy variada:algunos contienen, esencialmente, compuestos de carbonoo compuestos ricos en silicio y el 5% son ricos en metales.Se piensa que en un principio había varios asteroides quesufrieron diferenciación, es decir, que en ellos los metalesse fueron al centro y las rocas a la superficie, por elcalentamiento que produjo el decaimiento de materialesradioactivos. Debido a los choques frecuentes de unos conotros, con una velocidad de impacto típica de 5 km/seg,estos asteroides se fragmentaron, formando "familias" deasteroides más pequeños. Los asteroides de aspecto

metálico surgieron del interior de los asteroides primitivos ylos rocosos de la superficie. Cuando los choques entreasteroides son menos violentos, los fragmentos se pueden"quedar pegados", dando origen a asteroides decomposición química mixta. Un astrónomo japonés buscó (yencontró) "familias" de asteroides con órbitas muyparecidas. Se llaman "familias Hirayama" en su honor.

Existen asteroides dobles, que giran uno alrededor de otro,o que tienen forma de "mancuerna", como Héctor.

Los tres anillos de polvo que se encontraron con el satéliteinfrarrojo IRAS, entre la órbita de Marte y Júpiter, sepudieron haber formado por la molienda continua queresulta del impacto de los asteroides.

Existen algunos planetas menores, como Quirón, cuyaórbita está entre la de Júpiter y Saturno. Su diámetro es desólo 300 km y podría ser el núcleo de un cometa desviadogravitacionalmente por los planetas gigantes.

Otro planeta menor interesante es Hidalgo. Su órbita es lamás elongada de todos los asteroides estudiados; llega másallá que la de Júpiter y está inclinada 60° respecto de laeclíptica.

La Unión Astronómica Internacional agrupa a losastrónomos profesionales de todo el mundo. Tiene unaserie de comisiones encargadas de funciones diversas,entre las cuales se encuentra la de dar nombres a loscuerpos celestes.



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Figura 61. Los 33 asteroides con diámetros mayores que 200 km. El arcogrande a la izquierda representa a Marte.

La Comisión de nombres de planetas menores de la UniónAstronómica Internacional decidió bautizar a sieteasteroides en honor a los astronautas que perecierondurante el despegue del Challenger el 28 de enero de 1986.Los nombres son 3350 Scobe, 3351 Smith, 3352 McAuliffe,3353 Jarvis, 3354 McNair, 3355 Onizuka y 3356 Resnik.Estos asteroides fueron descubiertos entre 1980 y 1984 porlos astrónomos Bowell y Thomas del Observatorio de Lowellen Estados Unidos. Los números de los asteroidescorresponden a su número de descubrimiento.

Las órbitas de los asteroides suelen ser muy elípticas ydesorganizadas. Tal vez algunos cuerpos masivos pasaronpor el cinturón de asteroides y desorganizaron sus órbitas,volviéndolas caóticas e impidiendo que los asteroides seaglutinaran en un planeta, produciendo en cambio suschoques frecuentes.

Existen dos familias de asteroides, troyanos y griegos,llamados así porque llevan nombres de héroes de la Ilíada,

que se mueven en una órbita muy cercana a la de Júpiter.Los "griegos se mueven por delante de Júpiter y los"troyanos" por detrás, en los llamados puntos lagrangianos(las regiones en donde la atracción gravitacional ejercidapor Júpiter es igual a la del Sol).

METEORITOS

Los meteoritos son cuerpos menores que caen sobre laTierra y otros cuerpos del Sistema Solar. Algunas veces alcaer forman cráteres, pero casi siempre se volatilizan antesde caer en los cuerpos con atmósfera, y al hacerlo producen



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trayectorias luminosas conocidas como estrellas fugaces.Todo los días caen aproximadamente 19 toneladas demateria del espacio sobre la Tierra.

Se dispone de muy poca materia extraterrestre. Sólo setienen algunas muestras lunares y meteoritos, aunque yase ha hecho un análisis directo de las superficies de Marte yde Venus.

Uno de los meteoritos más importantes que se ha analizadoes el meteorito Allende, que cayó en 1969 cerca de Toluca,cuya masa se estima en cuatro toneladas de materia sólida.Este meteorito tiene muchas peculiaridades. Sucomposición química es muy similar a la del Sol, lo queviene a mostrar que probablemente ambos se formaron de

la misma nube. Sus diferencias (en composición química) sedeben a que el Sol quema rápidamente elementos como ellitio y a que Allende no puede tener gases muy volátiles ygases nobles. Se ha podido determinar con mucha precisiónla edad de Allende que es de 4.67 X 109 años, que dentrode la incertidumbre, se piensa que es la edad del Sol y delSistema Solar.

El estudio de la composición química de los meteoritos esfundamental para entender la evolución y el origen delSistema Solar. Esto se debe a que muchos meteoritosprovienen de regiones muy alejadas del Sistema Solar endonde no fueron contaminados por la presencia de vida nipor los intensos vientos solares que producía el Sol en suetapa de protoestrella. La composición de los minerales deun meteorito depende de la presión y de la temperatura delmedio en que se formaron.

Figura 62. Fragmento del meteorito Allende, muy apreciado por su edad

(cuatro mil seiscientos millones de años) y por sus inclusiones vidriosasricas en aminoácidos.



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Existe una clase peculiar de meteoritos llamados tectitas.Tienen aspecto vidrioso y formas circulares, alargadas y demancuerna; las mayores tienen 8 cm de diámetro. Se hanencontrado principalmente en Indonesia y Australia. Lastectitas son muy pobres en agua, lo que ha hecho suponer

a algunos investigadores que pueden ser de origen lunar.Es posible que en el pasado, cuando hubo vulcanismo activoen la Luna, algunos fragmentos volcánicos hayan logradoescapar de ella y hayan caído en la Tierra. Esta hipótesis seconfirma por el hecho de que las tectitas parecen haberestado fundidas a alta presión y haberse solidificadorápidamente. Otros investigadores piensan que se formaronpor el impacto de un enorme meteorito sobre la Tierra quelanzó pequeños fragmentos fundidos a la atmósfera, que alcaer por el aire tomaron esas formas curiosas.

Se ha encontrado que algunos meteoritos tienen inclusionescon aminoácidos. Este descubrimiento es importante paralos estudios sobre el origen de la vida, puesto que muestraque se puede formar compuestos orgánicos complejos en elmedio interestelar. Allende muestra sobreabundancia dealgunos isótopos del oxígeno y del magnesio; esto pareceindicar que poco antes de la formación del Sistema Solarhubo una explosión de supernova en su vecindad, lo cual,por un lado, enriqueció a la nube de la cual se formó elSistema Solar con elementos químicos recién procesados y,por otro, ayudó a generar una onda de choque que propició

su colapso.

Hoy en día se está realizando una búsqueda intensa demeteoritos en el Polo Sur. En esas regiones, los meteoritosse conservan muy bien enterrados en los hielos,prácticamente sin contaminación orgánica.

NOMBRES DE LOS CRÁTERES

Los nombres de los objetos celestes son muy variados:incluyen desde nombres de sus posiciones en catálogos,como NGC 2403 (el astro número 2403 del New GeneralCatalog de objetos difusos), hasta nombres poéticos omitológicos, como la constelación de Perseo, llamada así enhonor del héroe griego que le cortó la cabeza a Medusa.Otros nombres son morfológicos, como la nebulosa delCangrejo o la de la Tarántula.

No sólo los objetos llevan nombres sino también algunas de

sus estructuras. Los cráteres de Mercurio conmemoran a



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artistas y poetas, como por ejemplo el cráter Sor Juana,ubicado en el hemisferio norte del planeta.

A raíz de los descubrimientos de los nuevos satélites delSistema Solar y de las fotografías cercanas de algunos delos ya conocidos, la cantidad de estructuras por bautizar haaumentado enormemente. La nave Viajero II, por ejemplo,fotografió las lunas de Urano y habrá que darles nombre.

En la actualidad los nombres de los objetos astronómicosson asignados por el pleno de los astrónomos profesionales.Éstos están agrupados en la Unión AstronómicaInternacional que se reúne cada tres años. Está subdivididaen comisiones dedicadas a varios aspectos de laastronomía, por ejemplo, la Comisión de Galaxias, la de

Supernovas y la de Nomenclatura.

La próxima reunión será en agosto en la ciudad deBaltimore, Estados Unidos. Durante la reunión de Patras,Grecia, en 1983, se les dio nombre a las estructuras de laslunas de Júpiter y Saturno. Por ejemplo, las estructurassuperficiales de la luna Encélado de Saturno llevan nombresde los personajes de Las mil y una noches. Un cráter sellama Alí Babá, otro Aladino y otro más Simbad. Ahora, enBaltimore, las recientemente descubiertas lunas de Uranoserán bautizadas. Algunas estructuras llevarán nombres delas personas que las descubrieron y de científicos eingenieros que ayudaron a construir las naves Viajero; otrastendrán nombres tomados de libros y leyendas.

OTROS PLANETAS

La existencia de otros planetas más allá de la órbita dePlutón es factible. Pero, de haberlos, serían muy difíciles dedetectar.

Se han hecho búsquedas con telescopio de planetas deltamaño de Neptuno o mayores, en el plano de la eclíptica,hasta una distancia de 270 unidades astronómicas (sieteveces la distancia de Plutón al Sol), y no se han encontrado.

Sin embargo, con el satélite infrarrojo IRAS se hanencontrado estrellas enanas cafés: cuerpos mayores queJúpiter, que podrían estar asociados al Sistema Solar.

COSMOGONÍA



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Se ha observado que, en la galaxia, las estrellas se formanpor condensación de nubes de gas y de polvo. Para que sedé la contracción, la energía potencial gravitacional de lanube deberá ser mayor que la energía que tiende adisiparla: la energía cinética más la energía magnética.

Figura 63. Una nube interestelar de gas y polvo semejante,probablemente, a la que dio origen al Sistema Solar.

A rasgos muy generales, se piensa que el Sistema Solar seformó de la siguiente manera: Existía, en el mediointerestelar, una "nube molecular" con temperatura de unos

10°K y densidad de 1 000 partículas por cm

3

. Esta nubeprotosolar estaba en equilibrio con el medio; tenía campomagnético y rotación. Estaba compuesta por gas (H, H2, He,N, O, C) y polvo (polvos metálicos refractarios y polvosvolátiles o hielos). En la vecindad de esta nube protosolarocurrió una explosión muy violenta, la explosión de unaestrella supernova (en la que una sola estrella libera másenergía que toda una galaxia). La onda de choqueproducida por la supernova obligó a la nube protosolar acontraerse hasta el punto en que las fuerzas de contracciónvencieron a las de expansión, y se produjo el colapso.

Como la nube estaba rotando, se colapsó en un disco, yaque en la dirección del eje de rotación no había fuerzacentrífuga que se opusiera a la contracción. La densidadtendió a ser mayor en la parte central de la nube. Laspartículas de polvo más densas se incorporaron másrápidamente que el gas al plano del protosistema solar. Enla parte central de la nube protosolar se formó el protosol,dentro del cual quedó congelado el campo magnético de lanube protosolar. El Sol se condensó con gran parte delmaterial disponible.

La energía gravitacional que tenían el gas y el polvooriginales se transformó en energía cinética cuando se



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contrajo la nube, y por lo tanto, el protosol se calentó. Unavez que la temperatura central en el interior del Sol fue losuficientemente elevada, se llevaron a cabo reaccionesnucleares en su centro y esta nube de gas se convirtió enuna estrella con luz propia.

De manera simultánea a la formación protosolar seempezaron a aglutinar también los polvos del resto de lanube. Cuando el Sol empezó a radiar, evaporó los polvos dehielos no refractarios que estaban en su vecindad, pero lospolvos metálicos refractarios sobrevivieron al calentamiento(los polvos de hielo alejados del Sol no se evaporaron).Después, los polvos se aglutinaron en partículas y éstas,más tarde, en piedras de tamaño cada vez mayores, hastaformar planetesimales, que siguieron creciendo conformeatrapaban más y más materia del medio y conforme

chocaban unos con otros.

Figura 64. Remanente de la explosión de una supernova, que podría serparecida a la que causó la formación del Sistema Solar.

En otras palabras, los planetas se formaron poraglomeración de partículas de polvo que fueron creciendopara crear cuerpos cada vez más grandes. Los planetascercanos al Sol son ricos en elementos pesados porqueprovienen de polvos refractarios que no se evaporaroncuando nació el Sol. En cambio, los planetas exteriorestienen una composición química más representativa de lanube original, ya que se formaron de polvos refractarios yde hielos. Los planetas exteriores son mayores y tienenmás lunas porque dispusieron de mayor cantidad demateria para su formación.



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Si los planetas se formaron por la agregación deplanetesimales y partículas menores que rotaban alrededordel Sol como un disco plano, se pueden explicar a grandesrasgos muchas propiedades observadas del Sistema Solar,como la dirección de la rotación y de la traslación de la

mayoría de los planetas y sus satélites. En el caso deUrano, cuyo eje de rotación está muy inclinado y cuyarotación es retrógrada, se ha tenido que recurrir a laexplicación de que se podría haber formado por la colisiónde dos protoplanetas muy masivos, ya que uno soloformado por agregados de gran cantidad de partículas conmovimiento al azar en pequeña escala habría dado lugar aun planeta con el eje de rotación perpendicular al planoecuatorial, como Júpiter. La rotación retrógrada de Venussugiere desaceleración fuerte por efecto de mareas.

Al observar el cinturón de asteroides nos podemos dar unaidea de cómo se veía el plano del Sistema Solar antes de laformación de los grandes cuerpos. Los asteroides nunca seaglutinaron, probablemente por la fuerza de marea queejerce Júpiter sobre ellos.

En el Sistema Planetario se observa una traslación gradualen cuanto a composición química: más cerca del Solencontramos materia refractaria, rocas y metales; y lejosdel Sol, materia volátil y hielos, además de la anterior.

La formación del Sistema Solar es, pues, resultado de unasecuencia de eventos físicos normales. ¿Tendrán otrasestrellas sistemas de planetas también?

Figura 65. Los astrónomos creen que la mayor parte de las estrellas tienen

planetas o los tuvieron alguna vez. Por consiguiente, es muy probable queexista vida inteligente en el Universo además de la que conocemos.



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Aunque se ha avanzado enormemente en los últimos años,en cuanto a datos y teorías, todavía no se explican todaslas características del Sol, de los planetas y sus lunas.Conforme aumentan las observaciones surgen más dudasque siguen haciendo misteriosos a nuestros vecinos más

cercanos.

A P É N D I C E

Sondas espaciales planetarias

Mercurio 1974: Mariner l0ª

Cometas1985: ISSE l0ª (Giaccobini-Zinner)1986: Vega I y II b (Halley)1986: Planeta Ac (Halley)

1986: Giottod

(Halley)

Venus 1961, Venera 1b; 1962, Mariner2a; 1964, Zond 1b; 1966, Venera 2 y 3b; 1967,Venera 4b; 1967,Mariner 5 a; 1969, Venera 5 y 6b;1970, Venera 7 b; 1972, Venera 8 ; 1974, Marinerl0ª; 1975,

Venera 9 y l0b; 1978, PioneroVenus 1 y 2a; 1978, Venera 15 y 16b; 1985,Vega 1 y 2b; 1988,Venera 17 y 18b; 1988, Mapeadorde Venusa.

La Luna

1957: La primera nave soviéticafue Luna 1, y este país ha enviado22 misiones exitosas desde

entonces. Los estadounidenseshan enviado 45 misiones a la Luna



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a partir del Pionero 4 en 1959,incluyendo seis misiones Apolo con hombres entre 1969 y 1972.

Marte

1963, Marte 1b; 1965 Mariner 4a;

1965, Zond 2b y 3b; 1969, Mariner6 y 7 a; 1971, Marte 2 y 3a; 1971,Mariner 9a 1973, Marte 4, 5, 6 y 7 b; 1976, Vikingo 1 y 2a

Júpiter1973 Pionero l0a; 1974, Pionero11a; 1979, Viajero 1 y 2a; 1988,Galileoa.

Saturno

1979, Pionero 11a; 1980, Viajero

1a; 1981, Viajero 2a

Urano 1986, Viajero 2a.

Neptuno 1989, Viajero 2a

NOTA:

a Misiones norteamericanas

b Misiones soviéticas

c Misiones japonesas

d Misión de la Agencia Espacial Europea

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asteroide. "Planeta menor"; un fragmento no luminoso demateria de tamaño menor que un planeta, pero mayor queun meteorito, que está en órbita alrededor de una estrella.

asteroides troyanos. Grupo de asteroides que preceden osiguen a Júpiter en su órbita a 60 grados medidos respectodel Sol.

astrología. Sistema no científico, basado en lasuperstición, que supone que se pueden explicar o predecirlas actitudes humanas a partir del estudio de las posicionesde los astros.

átomo. La menor unidad de un elemento químico. Cuandose subdivide, un átomo pierde las propiedades químicas decualquier elemento químico. El átomo está formado por unnúcleo de protones y neutrones rodeado por una nube deelectrones.

aurora (austral y boreal). Luces brillantes vistas en elcielo, debido al resultado de la interacción del viento solarcon las capas altas de la atmósfera.

basalto. Roca que tiene como origen lava endurecida.



136

campo magnético. Un campo de fuerzas que afecta a losimanes, atrayendo una parte del imán y repeliendo otra.

ciclo del carbono. Cadena de reacciones nucleares queinvolucra al carbono en uno de sus estadios intermedios yque transforma cuatro átomos de hidrógeno en uno de helioy libera energía. El carbono funciona como catalizador. Elciclo del carbono es importante en las estrellas másmasivas que el Sol.

cinturón de asteroides. Región del Sistema Solar, entrelas órbitas de Marte y Júpiter, en donde orbitan la mayorparte de los asteroides.

cinturones de Van Allen. Regiones de partículas de altaenergía atrapadas en el campo magnético terrestre.

condrita. Tipo de meteorito rocoso que contiene partículasesféricas pequeñas llamadas cóndrulos.

corona. Región más exterior de la atmósfera solar (o deotras estrellas) que se caracteriza por tener temperaturasmuy elevadas, de millones de grados.

cometa. Objeto del Sistema Solar, con una órbita muyelongada alrededor del Sol, que tiene una cola gaseosa.

constelación. Una de las 88 secciones en las que se hadividido el cielo con el fin de localizar las estrellas u otrosobjetos. Muchas de las constelaciones llevan nombrestomados de la mitología griega.

convección. Modo de transporte de energía en el cual los

movimientos macroscópicos de masas transportan el calor.La ebullición es un ejemplo de convección.

cosmogonía. El estudio del origen del Universo; sinembargo se suele emplear este término al estudio delorigen del Sistema Solar.

cromósfera. La parte de la atmósfera del Sol (y de otrasestrellas) que se encuentra entre la fotósfera y la corona.Está compuesta básicamente por estructuras de aspecto

alargado llamadas espículas, y probablemente sirve de



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vehículo para transportar energía mecánica desde el interiordel Sol hasta la corona.

densidad. Masa contenida en una unidad volumen.

deriva continental. Nombre informal que se le da a latectónica de placas, que describe la superficie de la Tierracomo un conjunto de secciones móviles llamadas placas.

diferenciación. En el caso de un planeta se dice que tienediferenciación cuando las sustancias más densas están enlas regiones centrales y las más livianas en la superficie.

división de Cassini. Región de los anillos de Saturno quese ve oscura desde la Tierra.

eclipse. Paso de un cuerpo celeste por la sombra de otro.

eclipse de Luna. Paso de la Luna por la sombra de laTierra.

eclipse de Sol. Paso de la Tierra por la sombra de la Luna.

eclíptica. Camino aparente seguido por el Sol en la bóvedaceleste durante un año.

ecuador. Plano de la Tierra equidistante de los polosgeográficos.

electrón. Partícula de carga negativa, que tiene masa iguala 1/1 830 veces la del protón. En el esquema más sencillodel átomo el electrón está en órbita alrededor del núcleo.

elemento químico. Átomo caracterizado por el número deprotones que tiene en el núcleo. Todos los átomos de unmismo elemento tienen características químicas iguales.

elipse. Curva que tiene la propiedad de que la suma de lasdistancias de cualquier punto a otros dos, llamados focos,permanece constante.

energía. Una cantidad fundamental que se defineusualmente como la capacidad de un sistema para



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desarrollar un trabajo, por ejemplo la capacidad dedesplazar un objeto por medio de una fuerza.

epiciclo. En el sistema de Tolomeo, un círculo pequeño,que se desplaza sobre un círculo mayor, llamado deferente,sobre el que se mueve un planeta. Tolomeo recurrió a losepiciclos para explicar el movimiento aparente de losplanetas.

equinoccio. Día en el cual el centro del Sol permanecetiempos iguales por encima y por debajo del horizonte; díaen el cual el día y la noche tienen igual duración.

efecto de invernadero. Efecto por el cual la atmósfera de

un planeta se calienta por encima de su temperatura deequilibrio porque es transparente para la radiación visibleque le llega del Sol pero opaca a la radiación infrarrojaremitida por la superficie del planeta.

estratósfera. Una de las capas superiores de la atmósferade un planeta. La estratósfera de la Tierra va de 20 a 50km sobre la superficie.

fotón. Paquete de energía que se puede imaginar como

una partícula de luz que viaja a la velocidad de la luz (300000 km por segundo).

fotósfera. Región de una estrella de la que se radia lamayor parte de la luz. En el caso del Sol es la atmósferaque vemos a simple vista.

fuerza de marea. Fuerza producida por la gravedad sobrecuerpos extendidos; se debe a que la fuerza gravitacionales mayor sobre el lado cercano al cuerpo atractor que sobre

el lejano.

gravitación. Una de las cuatro fuerzas fundamentales de lanaturaleza; es la fuerza responsable de la atracción de lasmasas.

infrarrojo. Radiación electromagnética con longitud deonda de micras.

láser. Aparato que produce un rayo de luz monocromáticay coherente. Su nombre es un acrónimo de las palabras en



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inglés: "light amplification by stimulated emission ofradiation" (amplificación de la luz por emisión estimulada deradiación).

límite de Roche. Esferas dentro de las cuales las masas degas no se pueden aglomerar por atracción gravitacional sinromperse por fuerzas de marea.

longitud de onda. Distancia que recorre una onda al llevara cabo una oscilación completa.

luna llena. La fase de la Luna en la cual la cara que da a laTierra está completamente iluminada por la luz del Sol.

luna nueva. La fase de la Luna cuando la cara de la Lunaque da hacia la Tierra no está iluminada por la luz del Sol.

luz. Radiación electromagnética con longitud de onda entre.0003 y .0007 mm.

luz zodiacal. Brillo en el cielo nocturno, cerca de laeclíptica, debido a luz solar reflejada por el polvointerplanetario.

mancha solar. Región relativamente oscura de lasuperficie del Sol donde existen campos magnéticosintensos.

masa. Medida de la cantidad inherente de materia de uncuerpo.

magnetósfera. Región alrededor de un planeta con uncampo magnético.

medio interplanetario. Gas y polvo que se encuentraentre los planetas.

meteorito. Fragmento de roca interplanetario una vez queha sufrido una colisión con un planeta o una luna.

meteoro. Estría luminosa en el cielo producida por laevaporación de un meteorito al ingresar a la atmósfera.



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movimiento retrógrado. Movimiento aparente de losplanetas en dirección contraria a sus movimientos usuales.

nucleosíntesis. Proceso mediante el cual se formannuevos elementos químicos a partir de reacciones atómicas.

nube de Oort. Cientos de millones de núcleos de cometasque rodean al Sistema Solar a una distancia de unas 50 000unidades astronómicas.

ocultación. El encubrimiento de un cuerpo astronómico porotro, como la ocultación de una estrella por la Luna.

ondas de radio. Radiación electromagnética con longitudesde onda mayores que 1 mm.

ozono. Molécula formada por tres átomos de oxígeno quese encuentra en la alta atmósfera y que absorbe laradiación ultravioleta.

perihelio. El punto más cercano al Sol al que llega uncuerpo que lo órbita.

peso. La fuerza resultante de la atracción gravitacional deuna masa por la acción de otra.

planeta. Cuerpo celeste de tamaño considerable (más deunos 1 000 km de diámetro), que no radia luz propia, y queno tiene suficiente masa para provocar reacciones nuclearesen su interior y convertirse en estrella. Los planetas, engeneral, están en órbitas alrededor de estrellas.

planetesimal. Uno de los cuerpos pequeños en los que secondensó la nube de la cual se formó el Sistema Solar y quemás adelante se aglutinó con otros planetesimales paraformar a los planetas.

planetas gigantes. Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.

planetas jovianos. Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.

planetas terrestres. Mercurio, Venus, Tierra y Marte.



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prominencia. Gas solar que sobresale por encima del discodel Sol; se observa a simple vista sólo durante un eclipsetotal de Sol.

protón. Partícula elemental masiva con carga positiva, unode los constituyentes fundamentales de los átomos.

radar. Acrónimo de las palabras en inglés: "Radio Detectionand Raging" (detección e inspección por radio). Técnica deestudio en la cual se transmiten señales de radio y seestudian sus reflexiones.

ráfaga. Erupción rápida de material de la superficie del Solo de otra estrella.

rayos X. Radiación electromagnética de longitud de ondade milésimas de micra.

reacción protón protón. Un conjunto de reaccionesnucleares, en las cuales cuatro núcleos de átomos dehidrógeno se combinan para formar uno de heliodesprendiendo gran cantidad de energía.

rotación diferencial. Rotación de un cuerpo en el quepartes distintas tienen diferentes velocidades angulares ypor consiguiente diferentes periodos de rotación.

rotación retrógrada. Rotación de un planeta o de unaluna en dirección contraria a la mayoría.

satélites galileanos. Los cuatro satélites más grandes ybrillantes de Júpiter.

sismología. El estudio de las ondas que se propagandentro de un cuerpo y la deducción por medio de su análisisde las propiedades internas del cuerpo.

semieje mayor. La mitad del diámetro mayor de unaelipse.

sideral. Con referencia a las estrellas.



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tectitas. Objetos vidriosos pequeños que se encuentrandispersos en el hemisferio sur terrestre. Son meteoritos deformas extrañas y simétricas.

tectónica de placas. Nombre que se le da a un modelo desuperficie de la Tierra en el cual ésta se divide en seccionesmóviles llamadas placas.

tránsito. El paso de un cuerpo celeste por delante de otromucho mayor. Cuando se dice que un planeta está entránsito se entiende que está pasando por delante del Sol.También se le llama tránsito al paso de un cuerpo celestepor el meridiano de un observador.

viento solar. Flujo de partículas del Sol debido a laexpansión de la corona.

ultravioleta. Radiación electromagnética de longitud deonda entre .00001 y .00004 mm.

unidad astronómica. Distancia media entre la Tierra y elSol: ciento cincuenta millones de kilómetros.

zodiaco. Banda de constelaciones a través de las cuales laLuna, el Sol y los planetas se mueven a lo largo del año.

C O N T R A P O R T A D A

Si los autores de La familia del Sol hubieran publicado estelibro digamos hacia 1620, sus problemas con la Inquisiciónhabrían empezado desde su mismo título: "¿Cómo que lafamilia del Sol? ¿Es que no saben que todo el Universo giraalrededor de la Tierra?", les habrían cuestionado losinquisidores. El castigo mínimo que se les podría haber

impuesto sería prohibir su libro por herético y la ordenperentoria de no publicar nada más en lo futuro. Tal fue el



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caso de Galileo. En nuestros más ilustrados tiempos laciencia, si bien sigue enfrentando algunos prejuicios,avanza a grandes pasos, frenada casi exclusivamente por laescasez de recursos destinados a la investigación. Así,cuando en estas páginas se afirma que el Sistema Solar

está formado por el Sol, que constituye casi el total de sumasa, un complejo conjunto de cuerpos (planetas, satélites,asteroides, cometas, meteoritos, polvo y gas), nadie sesiente ofendido; al contrario, se demanda explicaciones ydefiniciones. El interés por conocer nuestro Sistema Solar;así como la estrella más próxima, el Sol, es grande, comopuede deducirse de las cantidades estratosféricas que segastan en satélites artificiales, investigación espacial,etcétera.

Es mucho lo que se ha avanzado en los últimos años en la

comprensión del Sistema Solar; la tecnología espacial hadesempeñado un papel importante en este campo; pero,como ocurre en la ciencia, cada descubrimiento abrenuevas interrogantes. Se ha hecho descender naves en lasuperficie de Venus, Marte y la Luna, que han analizado elsuelo y tomado fotografías. En el satélite de la Tierratambién ha puesto el hombre sus plantas, y naves provistasde complejos aparatos han fotografiado a corta distancia laslunas y la superficie de Júpiter y los anillos de Saturno; en1986 una nave fotografió el núcleo del cometa Halley,abriendo paso a nuevos misterios sobre el origen y

formación del Sistema Solar. Todo esto es expuesto endetalle y en forma clara en el presente volumen, lecturaindispensable para los muchos interesados en conocer lafamilia del Sol.

Miguel Ángel Herrera se doctoró en física en la Facultad deciencias de la UNAM, con la especialidad en astrofísicateórica. Su bibliografía en revistas y libros de investigacióny divulgación científica es muy amplia. Es investigadorasociado del Instituto de Astronomía de la UNAM y secretario

técnico de difusión, docencia y comunicación en elPrograma Universitario de Investigación y DesarrolloEspacial (PUIDE). Julieta Fierro, maestra en ciencias por laFacultad de ciencias de la UNAM, de la que es profesora,pertenece al Sistema Nacional de Investigadores, nivel 1.Su labor ha versado sobre la materia interestelar, y susmás recientes trabajos acerca del Sistema Solar. Hadedicado buena parte de su quehacer a la divulgación de laastronomía, por lo que recibió sendos premios en 1992 y en1995.

En la portada: Los anillos de Saturno. La variación en loscolores indica diferentes composiciones.



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Diseño: Carlos Haces / Fotografía: NASA.

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